Full text of "Die Spectralanalyse in ihrer Anwendung auf die Stoffe der Erde und die Natur der Himmels Korper"

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DIE

SPECTRALANALYSE

IN IHRER

ANWENDUNG AUF DIE STOFFE DER ERDE

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NATUR DER HIMMELSKÖRPER.

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DER ITAUUIUCHEX UtOXE. MITUUED MJCHKEKCR OEUURrER UESEU»*liAnXX.

DRITTE

DURCHACft UMüKARBEITETK UND 8EI1B VERMEHRTE AUFLAGE.

ZWEI BÄNDE UND ATLAS.

MIT ue» FIGUREN IN HOLZSCHNITT C7ND H PABBIOE.V TAFELN lU TEXT,
t LITHOORAPIIIEN, 1 PHOTOORAPHIE, 1 FARBIGEN UND 19 KUPFEEDRUCKTAFELN

DI ATLAS.

BRAUNSCH\A^EIG.

DRUCK UND VERLAG VON GEORGE WESTERMANN.

1883.

DIE

SPE0TRALANALY8E

IN IHRER

ANWENDUNG AUF DIE STOFFE DER ERDE

UND DIK

NATUR DER HIMMELSKÖRPER.

GEMErNFARSLiril DARGESTELLT

VO!1

db. h. schelle

DRITTE

DUKCHAUS ÜMOEARBEITETE UND SEHR VERMEHRTE AtTFLAaE. .

IL BAND.

MIT 186 FIGUREN UND 8 FARBIGEN TAFELN IM TEXT.

BRAUNSCHWEIG.

DRUCK UND VERLAG VON GEORGE WESTERMANN.

1883.

Vvrfaitafr und Verleger behalten sich alle Rechte vor.

Inhal tsverzeichniss.

Erste Abtheilang.

Die SpeotralaaalyBe in ihrer Anwendung auf die Sonne.

Seite

1. Coincidenz der dunklen Fraunhofer'schen Linien mit hellen

Spectrallinien der irdischen Stoffe. — Die KirchhofiTscheu
Tafeln 3

2. Kirchhoff*» Ansicht über die physische Beschaffenheit der Sonne 16

3. Die atmosphärischen Linien im Sonneuspectrnm nach Brewster

und Gladstone 20

4. Die tellurischen Linien im Sonnenspectrnm nnd das Spectmm

des Wasserdampfes nach Janssen 24

5. Die tellnrischen Linien im Sonnenspectmm als Hülfsmittel der

Wetterprognose 32

6. Der teleskopische Anblick der Sonnenoberfläche 41

7. Vermnthuugen über die Natur der Sonnenflecke auf Grund der

teleskopischen Beobachtungen 56

8. Die spectroskopische Untersuchung der Sonnenflecke .... 63

9. Sonnenfinsternisse 76

10. Photographische Bilder der Sonnenfinstemiss 80

11. Die totale Sonnenfinstemiss vom 18. August 1868 .... 96

12. Die totale Sonnenfinstemiss vom 7. August 1869 115

13. Die totalen Sonnenflnstemisse seit 1869 126

14. Das Spectmm und die Natur der Protuberanzen 129

15. Das Spectrum und die Natur der Corona 139

16. Das Telespectroskop und die Methode, das Spectrum der Pro-

tuberanzen bei Sonnenschein zu beobachten 149

17. Das Spectmm und die Natur der Chromosphäre 164

18. Methoden, die Protuberanzgebilde bei Sonnenschein zu beob-

achten. — Die Gestalt der Protuberanzen 181

19. Messung der Richtung und der Geschwindigkeit der Gasströine

auf der Sonne 208

20. Nachweis der Sonnenrotation mittels des Spectroskops . . . 221

21. Die Absorption der SonnenatmosphÜre für die Strahlen ver-

schiedener Brechbarkeit 229

VI Iu1iult{<rerzei('linit<f:.

Zweite Abtheilung.

Sternspectroskope und Anwendung der Spectralanalyse
anf den Mond und die Planeten.

Seite

22. Sternspeciroskope 237

28. Die Spectra des Mondes und der Planeten '267

Dritte Abtheilung.

Anwendung der Spectralanalyse auf die Fixsterne.

24. Das äpectrnm der Fixsterne 281

25. Fixstern-Typen 284

2t>. Haggins' photographische Spectra der Fixsterne 296

27. Veränderliche Sterne 305

28. Neue oder temporäre Sterne 310

20. Einfluss der Bewegung der Sterue im Weltenraume auf ihr

Spectruni 321

Vierte Abtheiiang.

Die Ergebnisse der spectroskopischen Untersuchung der

Sternhaufen und Nebelflecke.

:tO. Spectra der Sternhaufen und Nebelflecke 385

Fünfte Abtheiiung.

Die Ergebnisse der spectroskopischen Untersuchung der
Kometen und Sternschnuppen.

31. Die Kometen Sb9

32. Der Komet von Wells 1882 ;^

n\A. Photographie der Kometenspcctra 391

34. Die Sternschnuppen, Meteorschwärme, F'euerkugeln und ihre

Spectra 394

Sechste Abtheiiung.

Die Ergebnisse der spectroskopischen Untersuchung des
Zodiakallicbts, des Nordlichts und des Blitzes.

35. Das Zodiakallicht 128

:^. Das Spectrum des Nordlichts 42ü

37. Das Spectrum der Blitze 440

Sachregister 447

Figurenverieichnips. Vil

Figurenverzeichniss.

Fi*:. Seit«

1. Coincidenz der Frannhofer^Bchen D-Linien mit den Natrinmlinien 5

2. Coincidenz der Frannhofer^schcn Linien mit den Linien des

Eisens nnd des Calciums 6

'^. Coincidenz des Eisenspectmms mit 65 Frannhofer'schen Linien 7
•1. Nachbildung einer Photojjraphie von H. Draper; oben das Sonnen-

spectmm, nuten das Sauerstoff- nnd Stickstoffspectmm ... 13

5. Brewster-Gladstone's Sonnenspectmm mit den atmosphärischen

Linien 22

6. Jan88en*8 Spectmm der Sonne im Meridian nnd im Horizont

(Erdlinien) 27

7. Spectmm des Sirius und der Sonne im Meridian und im Horizont 30

8. Die tellurischen Linien des Sonnenspectruros nach Angström 31
0. Die Begenbänder im Sonnenspectrum nach Piazzi Smyth . . 38

10. Die entwickelten Regenbandlinien des Sonnenspectmms. (Klein) 40

11. Schematische Darstellung der Lichtstrahlen 42

12. Helioskopisches Ocular 43

13. Gang der Lichtstrahlen im polarisirenden Helioskop .... 43

14. Polarisations-Helioskop 44

15. Femrohr mit Projectionsapparat zur Beobachtung der Sonno 45

16. Granulation der Sonnenoberfläche 46

17. Granulation der Sonnenoberfläche 47

18. Sonnenfleck am 30. Juli 1865 nach Secchi 48

19. Sonnenfleck am 30. Juli 1865 nach Secchi 50

20 und 21. Sonnenflecke mit radial gestreifter Penumbra und mit

Brücken im Kern 51

22. Fackeln in der Umgebung eines Flecks nach Chacoraac ... 52

23. Der grosse Sonnenfleck von 1865. (Vom 7. bis 16. October.) 55

24. Wie ein Fleck bei der Rotation der Sonne sein Aussehen verändert 50

25. Z)-Linien im Spectmm eines Sonnenflecks 64

26. Spectmm des Sonnenflecks vom 11. bis 13. April 1860 nach Secchi tiü

27. Erbreitemng der Z)-Linien im Spectmm des Sonnenflecks . . 67

28. Umkehr der /^-Linien nach Young 68

29. Browning's photographisches Teleskop 83

30. Gang der Lichtstrahlen im Teleskope 84

31. Ocular des photographischen Teleskops 85

32. Cassette des photographischen Teleskops 86

33. Totale Sonnenfinstemiss vom 18. Juli 186U. (Photographirt von

Warren de la Rue) 87

34. Browning's photographisches Universal-Aequatorial 88

35. Secchi's photographisches Ocular 90

36. Ocular mit photographischer Camera 91

37. Momentverschluss am Bothcamper Refractor 93

*^S. Zone der totalen Finstemiss vom 18. August 1868 zwischen

Aden und der Torres-Strasse 97

39. Totale Sonnenfinstemiss vom 18. August 1868. (Beobachtung

zu Aden.) (I. Bild) 101

Vm FigarenTeneichniss.

Fig. Seite

40. Totale SonnenflnsterniM Tom 18. August 1868. (Aden.^ (IL Bild) 102

41. Totale SonnenflnsternisB vom 18. August 18(>8. (Aden.) (HI. Bild) 103

42. Yereinigmig der beobachteten Protnberanzen sn einem Ge-

sammtbilde 104

43. Tennant's photographische Anfbahmen zu einem Gesammtbilde

vereinigt. (Gnntoor, 18. August 1868) 105

44. Totale Sonnenfinstemiss rom 7. Angnst 1869 107

45. Totale Sonnenfinstemiss Tom 18. Angnst 1868 m Mantawaloc-

K4W 110

46. Sonnenfinstemiss rom 18. Angnst 1868, beobachtet anf dem

Dampfer „Rangoon** 112

47. Sonnenfinstemiss Tom 18. Angnst 1868, beobachtet in Wba-

Tonne ron Stephan 113

48. Sonnenfinstemiss Tom 18. Angnst 1868, beobachtet sn Manta-

waloc-K^W 114

49. Vereinigung der Protnberanzen £n einem Gesammtbilde. (Totale

Finstemiss rom 7. Angnst 1869) 119

50. Photographisches Bild der Corona (7. Angnst 1869) .... 122

51. Die Corona der Finstemiss vom 7. Angnst 1869 an Des Moines 123

52. Gonld's Zeichnung der Corona Tom 7. Aug. 1869 (4 Uhr 58 Min.) 124

53. Gould's Zeichnung der Corona vom 7. Aug. 1869 (5 Uhr 0 Min.) 125

54. Die Sonnencorona am 12. December 1871 127

55. Die Sonnencorona am 29. Juli 1878, nach einer Photographie

von Henry Draper 128

56. Verschiedene Spectra der Protnberanzen 130

57. Telespectroskop von Yonng 134

58. Spectmm der Protnberanzen 135

59. Young's Beobachtung des Protnberanzen-Spectmms .... 136

60. Die Coronalinie 1474 K. und Umgebung nach Young . . . 141

61. Zeichnung einer Protuberanz vermittels einer ihrer Spectrallinien 152

62. J. Norman Lockyer (Porträt) an seinem Telespectroskope . . 154

63. Lockyer*8 Telespectroskop constmirt von J. Browning . . . 155

64. Methode der Protnberanzbeobachtnng 157

65. Einfaches und zusammengesetztes Spectroskop von S. Merz . 150

66. Bredichin's Fernrohr mit Protuberanzspectroskop 162

67. Browning's einfaches Protuberanzspectroskop 163

68. Das Spectmm der Sonnenscheibe (unten) und der Chromosphäre

(oben) in der Nähe der C-Linie 165

69. Das Spectmm der Sonnenscheibe (unten) und der ChromoKphäre

(oben) in der Nähe der Z>-Linie 166

70. Das Spectmm der Sonnenscheibe (unten) und der ChromoRphäre

(oben) in der Nähe der F-Linie 167

71. Umgebung der /^-Linien nach Vogel 169

72. Deckung der dunklen C-Linie mit Ha 173

73. Theilweise Deckung der dunklen Linien F mit h/Ü .... 174

74. Veränderung der Linie Hß nach Lockyer 176

75. Veränderung der Linie f/ß nach Young 177

76. Umkehmngen der C- und f'-Linien 178

77. Chromosphäre und Protuberanzen nach Seccbi 180

78. Spaltvorrichtung am Spectroskop 186

79. Sonnen-Protnberanzen, beobachtet von Zöllner 187

Fignrenverzeichniss. IX

Fig. Seite

80. Anordnung des Diffractionsspectroskops 188

81. Yonng's Diihractionflspectroskop 189

82. Tonng's Beobachtung einer Protnberanzenkette 191

83. Protaberanzen beobachtet von Secchi am 9. Jnli 1871 . . . 198

84. Gestaltyerändenmg einer Protnberanz 194

85. Protnberanz nach Tonng 195

86. Explosion in einer Protnberanz 196

87. Protnberanz beobachtet Ton Tonng 197

88. Protnberanz beobachtet von Tonng 197

89. Lohse'a Apparat znr Photographie der Chromoaphäre . . . 200

90. Lohae'a rotircnder Spectralapparat . 201

91. L. Bespighi's Beobachtungen der Protnberanzen am ganzen

Sonnenrande 208

92. Bmnn's Protnberanzspectroskop mit ezcentriacher, bogenför-

miger SpaltTorrichtung 204

98. Die Bichtung und die Geschwindigkeit der Gasströme auf der

Sonne 212

94. Verschiebung der F-Linie ; Geschwindigkeit der Gasströme auf

der Sonne 214

95. Wirbeiförmige Gasbewegung auf der Sonne 218

96. Ungleiche Verschiebung der grünblauen Wasserstoff linie (///?) 219

97. Langley's Apparat zur Vergleichung der Spectra entgegen-

gesetzter Punkte des Sonnenrandes 224

98. Die Prismen des Langley'schen Apparates ....... 225

99. Der Spalt mit den Prismen 226

100. Verschiebung der Linien 227

101. Merz' Objectiv-Spectralapparat (yollständig montirt) .... 240

102. Merz* ObjectiT-Spectralapparat (Lager des Prismas) .... 241
108. Merz* ObjecÜT-Prisma 242

104. Stemspectroskop von Huggins. (Perspectivische Ansicht) . . 248

105. Stemspectroskop von Huggins. (Horizontaler Durchschnitt) . 244

106. Stemspectroskop von Huggins. (Theilweise verticaler Durch-

schnitt) 245

107. Stemspectroskop von P. Secchi 247

108. Grosses Telespectroskop von P. Secchi 249

109. Das grosse Telespectronkop von Huggins 250

110. Schröder's Spectrulapparat am Bothcamper Befractor . . . 252

111. Einfaches und zusammengesetztes Spectroskop von S. Merz . 254

112. Einfaches Spectroskop von Merz . 255

118. J. Browning's Miniaturspectroskop 256

114. Vogel's Stemspectroskop im Durchschnitt 257

115. ZöUner's Ocular-Stemspectroskop 259

116. Ocular-Stemspectroskop mit Vorrichtung znm Messen . . . 260

117. Ocnlarspectroskop im Durchschnitt 261

118. T. Eonkoly's Universalspectroskop, Durchschnitt 263

119. Ocnlarspectroskop 265

120. Browning's Handspectroskop ... .... 266

121. Spectmm des Jupiter 271

122. Spectmm des Uranus nach Secchi 274

128. Spectmm des Uranus nach Huggins 275

124. Spectmm des Uranus nach Vogel . . 277

.■» . ■»

FignrenTeneiclmisB. XI

Fijr.

171. Kopf des Kometen Ton 1861, beobachtet Ton Secchi am 90. Job! 366

172. Kopf des Kometen Ton 1861, beobachtet toh Secdd am 1. Jili 367

173. Spectra der Kometen ron Bronen imd Wiimecke, TergliekeB

mit den Spectren der Sonne, des Kohlenwaoerstoft ud der

Nebelflecke 372

174. Hnggins' Apparat znr Beobachtung des Kohlenwancrstoff-

spectmms 375

175. Spectrnm des Encke'schen Kometen 1871 378

17o. Hnggins' Photographie des Spectnuns Ton Komet U. 1881 . 391

177. Photographisches Spectrnm des Kometen Wells tob Haggns 392

178. Fenerkngel. im Teleskope beobachtet 403

179. Bahn des Meteorschwarms Tom 10. Angnst (LaventnustraH» 406

184>. Bahn des Norember-Meteorschwarms 408

181. Die Bahnen der Angnst- nnd XoTember-MeteorachwinK.

■ Bahnen der Kometen IH. 1862 imd I. 1866) 411

IS'2. Browning's Meteorspectroskop 416

la"^. Das ZodiakaUicht am Abendhimmel 424

184. Spectmm eines Nordlichts xn Dnii Echt nach Lord liadsaj 429

18.%. Spectmm des Nordlichts nach Zollner 432

lSf5. Spectmm eines Nordlichts xn West Point nach H<rfdeii . . 435

X FigurenrerzeichniM.

FiK. Seite

125. Spectrnm des Aldebaran (n Tanri) und des Beteigenze (<t Orio-

nis) TergUchen mit den Spectren der Sonne nnd der irdischen

Stoffe 283

126. Spectrnm des Sirins 285

127. Secchi's Fixstem-Typen 286

128. Spectrnm des Sterns B. D. + 22° Nr. 4203 nach Vogel . . 292

129. Spectrnm des Sterns B. D. -j- 2^ Nr. 4703 nach Vogel . . 292

130. Spectnim des Sterns Lalande 35611 nach Vogel .... 293

131. Spectrnm des Sterns B. D. + 8« Nr. 4997 nach Vogel . . 293

132. Spectrnm des Sterns B. D. + T> Nr. 4981 nach Vogel . . 293

133. Spectra des Doppelstems ß Cygni . 295

134. Spectrum des Uauptsterns von a Hercnlis 296

135. Hnggins' Spectroskop znr Photographie der Stemspectra . . 298

136. Durchschnitt des Spiegelteleskops nach Einsetzung des Spec-

troskops 299

137. Die Veränderlichkeit eines Sterns nach Zöllner 306

138. Spectrum des Veränderlichen R Lyr» nach Vogel .... 308

139. Spectrum des temporären Sterns iCoronsB borealis. (15. Mai

1866) 312

140. Spectrnm des neuen Sterns von 1876 nach Vogel .... 316

141. Spectrum des Sirins, nach Huggins 322

142. Verschiebung der /"-Linie im Siriusspectrum 323

143. Siriusspectrum mit der /'-Linie .... 327

144. Der grosse Nebelfleck im Orion 336

145. Sichelförmiger Nebelfleck (H. 3239) 337

146. Spiralnebel (H. 1178) 338

147. Spiralnebel in den Jagdhunden (H. 1622) 339

148. Der Spiralnebel H. 604 340

149. Ringnebel im Stembilde der Leyer .... .... 340

150. Nebel mit mehrfachen Ringen (H. 854) 341

151. Elliptischer Ringnebel (H. 1909) 342

152. LängUcher Nebelfleck (H. 2621) 342

153. Doppelnebel (H. 3501) 343

154. Ringförmiger Nebel mit Centrum (H. 2552) 343

155. Planetarischer Nebel mit zwei Sternen (H. 838) 343

156. Planetarischer Ringnebel mit zwei Kernen (H. 464) . . . 344

157. Planetorischer Nebel (H. 2241) 344

158. Planetorischer Nebel (H. 2098) 344

159. Nebelstem (H. 450) 344

160. Spectrum des Nebelflecks H. 4374 345

161. Spectrnm eines Nebelflecks, verglichen mit der Sonne und

einigen irdischen Stoffen 346

162. Planetorischer Ringnebel im Wassermann nebst Spectrnm 349

163. Spiralnebel (H. 49t)4) 349

164. Ringnebel in der Leyer nebst Spectrnm 350

165. Photographisches Spectrum des Orionnebels nach Huggins . 352

166. DonatTs Komet am 2. Juni 1858 361

167. Jnlikomet am 8. Juli 1861 361

168. Donati's Komet am 5. October 1858 362

169. Julikomet am 2. Juli 1861 363

170. Scheinbare Bahn des Donati'schen Kometen 364

Fignrenverzeichniss. XI

Fijf. Seite

171. Kopf des Kometen Ton 1861, beobachtet Ton Secchi am 30. Jnni 866

172. Kopf des Kometen ron 1861, beobachtet Ton Secchi am 1. Jnli 367

173. Spectra der Kometen Ton Brorsen und Winnecke, TergUchen

mit den Spectren der Sonne, des Kohlenwasserstoffs nnd der

Nebelflecke 372

174. Hnggins' Apparat zur Beobachtung des Kohlenwasserstoff-

spectmms 375

175. Spectrum des Encke'schen Kometen 1871 378

176. Huggins' Photographie des Spectrums von Komet II. 1881 . 391

177. Photographisches Spectrum des Kometen Wells von Huggins 392

178. Feuerkugel, im Teleskope beobachtet 403

179. Bahn des Meteorschwarms Tom 10. August (Lauren tiusstrom) 406

180. Bahn des NoTember-Meteorschwarms 408

181. Die Bahnen der August- und November -Meteorschwärme.

(Bahnen der Kometen III. 1862 und I. 1866) 411

182. Browning's Meteorspectroskop 416

183. Das Zodiakallicht am Abendhimmel 424

184. Spectrum eines Nordlichts zu Dun Echt nach Lord Lindsay 429

185. Spectrum des Nordlichts nach Zöllner 432

186. Spectrum eines Nordlichts zu West Point nach Holden . . 435

Erste Abtheiluiig.

Die Spectralanalyse in ihrer Anwendung auf die Sonne. ,

SchfUen, Spcctralanalyse. IT. 1

1. Coincidenz der dunklen Frannhofer^schen

Linien mit hellen Spectrallinien der irdischen

Stoffe. — Die Kirchhorschen Tafeln.

Aus der bereits von Feaunhofee beobachteten Coinci-
denz der beiden von ihm mit D bezeichneten dunklen
Linien des Sonnenspectrums mit den beiden hellen Linien,
die von Kiechhoff und Bunsen als die beiden Natrium-
linien erkannt wurden, nahm Ersterer Veranlassung, diese
Coincidenz nochmals auf die directeste Weise zu prüfen,
indem er ein massig helles Sonnenspectrum entwarf und
dann vor den Spalt des Spectralapparates eine Natrium-
flamme stellte.

„Ich sah dabei," sagt Kiechhoff, „die dunklen Linien
D in helle sich verwandeln. Die BuNSEN'sche Lampe
zeigte die Natriumlinien auf dem Sonnenspectrum mit einer
nicht erwarteten Helligkeit Um zu finden, wie weit die
Lichtstärke des Sonnenspectrums sich steigern liesse, ohne
dass die Natriumlinien dem Auge verschwänden, Hess ich
den vollen Sonnenschein durch die Natriumflamme auf den
Spalt fallen, und sah zu meiner Verwunderung die dunklen
Linien D in ausserordentlicher Stärke hervortreten. Ich
ersetzte das Licht der Sonne durch das DRUMMOND'sche
Licht, dessen Spectrum, wie das Spectrum eines jeden

i Die Spectralanalyse.

glühenden, festen oder flüssigen Körpers, keine dunklen
Linien hat; wurde dieses Licht durch eine geeignete Koch-
salzflamme geleitet, so zeigten sich in dem Spectrum dunkle
Linien an den Orten der Natriumlinien. Dasselbe trat ein,
wenn statt des glühenden Kalkcylinders ein Piatinadraht
benutzt wurde, der durch eine Flamme glühend gemacht
und durch einen elektrischen Strom seinem Schmelzpunkte
nahe gebracht war.**

Es konnte nach diesen Beobachtungen für Kikchhoff
keinem Zweifel mehr unterliegen, dass die dunklen Linien D
im Sonnenspectrum ihre Entstehung dem Vorhandensein
von Natriuindanipf auf der Sonne verdankten, und dass sie
auf diesem Himmelskörper durch Umkehrung (Absorption)
in gleicher oder in ähnlicher Weise entstanden sein mussten,
wie es die angestellten Versuche mit dem irdischen Na-
trium ergeben hatten.

Nachdem so das Vorhandensein des Natriums auf
der Sonne mit grosser Wahrscheinlichkeit vermuthet wer-
den konnte, begann Kiechhoff die mühevolle Arbeit, die
Spectra der verschiedenen anderen irdischen StoflFe mit
denen des Sonnenlichtes zu vergleichen und zu ermitteln,
ob und welche Spectrallinien dieser Stoffe mit Fraun-
iioFER'schen Linien coincidirten, d. h. eine gleiche Lage,
Breite und Lichtstärke im Spectralapparate zeigten.

Die Methode, welche eine solche Vergleichung zweier
Spectra in demselben Instrumente gestattet, haben wir be-
reits kennen gelernt Kirchhoff liess das Sonnenlicht
durch die untere Spalthälfte direct in den Spectralapparat
und auf das erste grosse Prisma fallen, während das kleine
Vergleichsprisma die obere Hälfte des Spaltes bedeckte
und die Strahlen einer seitlich aufgestellten künstlichen
Lichtquelle durch Reflexion so in das Instrument warf,

lukJL'u Krnuiiliorcr'bcliMi Ltni

dass, wühlend in der oberen Hällle den Gesichtsfeldes im
(uvikf.hreiiden) Beobiichtuugsfernrolir das Sonnenspectruni
mit den FBACNHOi'ER'scIion Linien sieh üeigte, in dor un-
teren, im unmittelbarea Anschlüsse an dieses, das Speo-
tmru der küustlielien Lichtquelle zum Vorscheiu kam.
Auf diese Weise liess sich die Lage der hellen [minien
difses letzteren Lichtes zu jenen dunklen Linien mit grosser
Sicherheit vergleichen.

Als künstliche Lichtquellen dienten '^'

fast ausschliesslich die elektrischen Fun-
ken eines starken RuHMKORFp'schen In-
ductors, und als Spitzen, zwischen denen
die Funken entstanden, nahm KmcBHOfK
Drähte von solchen Metallen, die er in
der Hitze der Fnnkea zu Yerflüchtigen
und deren Spectium er zu erzeugen be-
absichtigte.

Durch den Vergleich dieser letzteren
Spectra mit den dunklen Linien des Son- p^
nenspectrums kam Kibchhopp zu dem Uofeftohi'n D-Ua\tn
überraschenden Resultate, dass für meh-
rere Metalle die hellen Linien d«8 Spectnuns mit eben so
vielen Linien des Sonnenspectrums vollständig coincidiren.

Die Fiij. 1 zeigt dieses Zusammenfallen für die beiden
Natriuralinion D; der obere Theil ist das zwischen 100
und 101 mm der KiscHHOFF'schen Scala liegende oraogc-
farbene Stück des Sonnenspectrums mit den beiden dunklen
/^-Linien ; der untere Theil zeigt die hellen Linien des in
dem elektrischen Funken oder in einer Lampe glühenden
Natriumlichtes, und beide Liuienpaare haben so genau
dieselbe Lage, dass die einen die geradlinige Fortsetzung
der andern bilden. Zwischen den beiden .dunklen Linien

6 VW Speclraliiunljsp.

erscheint in sehr guten Spectrulappuraten noch eine feine
Linie, nelche einer hellen Linie des Nickels entspricht.

In der Fig. 2 sind die beiden Stücke des Spectriuns
dargestellt, welche nach der KiBCHHopF'schen Scala zwi-
schen 12(J und 125 (im Gelb) und zwischen 150 und 154
(im GriinJ liegen. Die unteren dreizehn hellen Linien,
deren Verlängerungen mit Fe (Ferrum = Eisen) bezeichnet
sind, sind Linien dm Fieenspectruiiig ; sie fallen mit eben so
vielen dunklen Linien des Sonnenspectrums scharf zusam-

men. Die übrigen zwölf unteren, in der Verlängerung
punktirteu hellen Linien sind Linien des Calciumspuctriimf,
und auch sie entsprechen der Lage und Breite nach eben so
vielen dunklen Linien des Sonnenspectrums. Zwischen
diesen dunklen Linien hegen in der Kibch hoff 'sehen
Zeichnung noch mehrere andere, die zum Theil mit den
hellen Linien anderer irdischer Stoffe coincidiren, zum
Theil aber auch in anderen Absorptionswirkungen ihren
Grund haben.

Die beiden Tafeln 3 und 4 des Atlas entlialten sämmtliche
von KntCHHOFF im Sonueuspectrum gemessene dunkle Linien

I der .iuiikl^n Fniuiiliul

und darunter die ebenfalls
schwarz gezeich ueten Spec-
Irallinien derjenigen irdi-
schen SloSe, welche er mit
den Linien des Sonnen-
Kpectrums auf die ange-
gebene Weise verglichen
hat. Diese Stoße sind mit
ihren chemischen Zeichen
bezeichnet; es ist Fe = Fer-
rum (Eisen), Ca = Calcium,
Pb = Plumbum (Blei). Hg
= Hydrargyrum (Quecksil-
ber), Na =* Natrium, ßa =
Barium, Mg = Magnesium,
Au = Aurum (Gold), H =■
Hydrogenium f Wasserstoff-
gas) u. s. w. Die horizon-
talen Linien, welche die
unteren Enden der verti-
calen Spectralünien gmp-
penweise verbinden, haben
die Bedeutung einer Klam-
mer und bezeichnen, dass
alle durch eine solche Quer-
linie verbundenen Speutral-
linien zu einem und denisel-
ben Stoffe gehören, dessen
chemisches Zeichen unter-
halb dieser Linie steht

Schon auf dem von Kmcir-
HOFF seihst verößentUchten

•* —

8 Die Spcctralanalyse.

Tbeile des Spectrums kommen einige 60 helle Eisenlinieu
vor, welche sämnUlich mit dunklen FEAUNHOFEE'scen Unien
zusammenfallen; die Fortsetzung von Hofmann enthält
deren noch dreizehn meist sehr ausgezeichnete, und äng-
8TBÖM und Thal^:n, die das Eisen im elektrischen Flam-
menbogen verdampften, fanden eine Coincidenz von mehr
als 460 hellen Eisenlinien mit eben so vielen dunklen

FHAUNHOFEB'schen.

Das genaue Zusammenfallen so vieler heller Linien
eines und- desselben Stoffes mit eben so vielen dunklen des
Sonnenspectrums schliesst jeden Gedanken, dass dasselbe
ein Spiel des Zufalls sein könne, aus. Ein Blick auf die
Fig. 3y in welcher mehr als 60 von Kibchhoff untersuchte
Eisenlinien ihre Coincidenz mit eben so vielen dunklen
Linien in allen Theilen des Spectrums von C bis -F zeigen,
gewährt die Ueberzeugung, dass diese dunklen Linien nur
der absorbirenden Wirkung der in der Sonnenatmosphäre
vorhandenen fasendämpfe zugeschrieben werden können.
Die Wahrscheinlichkeit, dass ein solches ZusammenÜEillen
von 60 Linien Zufall sei, verhält sich zu der Annahme,
dass diese Linien wirklich das Vorhandensein von Eisen
in der Sonnenatmosphäre bekunden, nach den Gesetzen
der Wahrscheinlichkeitsrechnung wie 1 zu 2*^ oder wie
1 zu 1152930000000000000. Durch Kibchhoff's eigene
Untersuchungen wurde über das Vorkommen der folgenden
Elemente auf der Sonne Aufschluss gelief eit:

vorhanden

zweifelhaft

nicht vorh&nden

Natrinm

Nickel

Kobalt.

Gold

Blei

Eisen

Barium

Silber

Antimon

Calcium

Kupfer

Quecksilber

Arsen

Magnesium

Zink.

jVlumininm

Cadmium

Zinn

Strontium

Lithium

Silicium.

Coincideuz der dunklen Fraunhofer'schen Linien etc.

Thal^ fügte diesen Elementen noch Mangan, Titan
und Wasserstoff hinzu, ebenso entschied er definitiv für
das Vorhandensein von Kobalt. Mittels der ihm eigen-
thümlichen photographischen Methode hat später Lockjteb
die Spectra der meisten metallischen Elemente direct mit
dem Sonnenspectrum verglichen. Als Ergebniss dieser
genauen und mühevollen Arbeit veröffentlichte er 1877
die nachfolgenden Tabellen. In derselben sind nur die
längsten Linien der photographischen Region der Spectra
als beweisend aufgeführt. Die mit ihren Anfangsbuchstaben
bezeichneten Beobachter, auf deren Autorität hin die
Uebereinstimmimg der Linien gegeben ist, sind folgende:
S = Stockes, K = Kiechhoff, A = Angström, T = Thal^,

L = LOCKYEB.

Elemente, die in der umkehrenden Schicht der Sonnenatmosphare
ahi sicher vorhanden nachgewiesen sind.

Name

Linien

Beobachter

des Elementes

Nairinm

ümkehrung der D-Linien.

S. K.

Eisen

Umkehrung von 450 Linien.

Calcium

Umkehrung von 75 Linien.

MagneHinm

Umkehrung von 4 (3?) Linien.

Chrom

Umkehrung von 18 Linien.

Nickel

Umkehrung von 33 Linien.

Barium

Umkehrung von 11 (unter 26) Linien.

Zink

Umkehrung von 2 ? (unter 27) Linien.

Kobalt

Umkehrung von 19 Linien.

AVasBerstoff

Umkehrung aUer 4 Linien.

Mangan

Umkehrung von 57 Linien.'

Titaninm

Umkehrung von 118 Linien.

Aluminium

Umkehrung der 2 längsten Linien 3948,30
und 3960,50.

Strontium

Umkehrung von 4 Linien, 4029,6, 4076,77,
4215,00, 4607,5.

In* Sp«H.?nIjLijiT**.

Lisi«

rofikHbrüfijf Ton 3 Liaiem, 4«>19^- i'Ä53.

f «*i r. . \ .1 .

f.'ink«hniii|[^ tob 2 Lioi««, 46T7,*> sai

''-".'».V,

r:mk^bniB|[^ TOB 2 Liniea, 3JfÄ7. 4«>li.V.

▼

'..'4^.-. .

V.mK^hmü% T4B 3 LiAieB. 3^1,M, d^^ia.*).

Fr .i • » t -"* •

r;ff.kftbroDjf TOB 2 LiBiea, 4i>42.75, 4<M<x3^
4'ni »-.ini'ijpiVk K-Limtu ib diesem Tkeü
<1m .Spf;«.tnimi;.

* 4 .'. 4*'. . , Ut

f'mk^bniDi? TOB 4 LiaicB, 4379,0, 4.?84A

$'4..A4.'iti.

Cfuk^bmiijf von 5 Linien, ^Si.^K '^J^^S.\
ilHl.h, 4817,0, 4874,0.

%',,jrAÄü

f.'ffjk^rbmng fon 4 Linien, 39*r2,0, 4o7t>,0,
47^>*;,0, 47r'>),0.

K^fiiUtfiuUif die in d«r nmkehrenden Schicht der Sonnenatmosphin

wahrscheinlich vorhanden sind.

Linien

Beohachter

(r.'hr«m

I>i': Linie l>ei 4101,0 fällt mit h siiHammen,
die man hiHher für eine WasserstofTlinie
hielt. Die Umkehning einer zweiten
Linie bei 4r>09,0 ist zweifelhaft.

L.*hium

Kine Linie bei 4003,0 umgekehrt, aber
die Umkehrung der langen Linie bei
0705 noch nicht beobachtet.

llfiKt'Jirim

Die Linie bei 42^>2,0 i»t umgekehrt, aber
keine Konnenlinien beoba«ht<'t, die den
langen Linien bei 6205 und 020t> ent-
Hprechen.

f ai«;ii>f>rri

Zwei Linien bei 4554,0 und 4502 sind
wahrHcheinlith umgekehrt.

Coint'idenz der danklcii Frannhofer^Kchen Linien etc.

Name

Linien

Beobachter

des Ekmentos

Wismnth

Eine Linie bei 4722,0 ist umgekehrt.

Zinn

Eine Linie bei 4524 ist nmgekehrt.

Silber

Zwei im Metallspectnim umgekehrte Linien
bei 4018,0 und 4212,0 sind sehr breit.
Ich habe noch keine Zeit gehabt, zu
entscheiden, ob sie mit Sonnenlinien su-
sammenfallen oder nicht. Die Breite
der Linien muss zu diesem Zweck durch
Legirung des Silbers mit Kupfer ver-
mindert Verden.

BerjIIinm

Eine Linie bei 8904,77 ist umgekehrt.

Lanthaninm

Drei verschwommene Linien bei 3948,20,
3988,0 und 3995,04 sind umgekehrt.

Yttrium oder

Zwei Linien bei 3981,87 und 3949,55 sind

Erbium

umgekehrt.

Elemente, die in der umkehrenden Schicht der Sonnen-

atmosphare fehlen.

Name
des Elementei

Linien

Beobachter

Kohlenstoff

Keine mit Kohlenstofflinien zusammen-
fallenden Sonnenlinien.

Silicium

Keine Umkehrungen beobachtet.

Thallium

Die lange gräne Linie bei 5349 ist nicht
umgekehrt.

Chlor

Kein Zusammenfallen von Sonnenlinien

Brom

mit den hellen Linien des Funkenspec-

Jod

trums zu beobachten.

Im Uebrigen ist einleuchtend, dass die Abwesenheit
eines Metalls auf der Sonne erst dann mit völliger Sicher-
heit behauptet werden kann, wenn auch die ultravioletten
Theile genau untersucht worden sind, denn es können

12 Die Spectralanalyse.

dort coincidirende Linien auftreten, während solche gleich-
wohl zwischen roth und violett fehlen.

Von den Metalloiden SauerstofiF, StickstofiF, Kohlenstoff
und Schwefel findet sich bei der Spectralanalyse der Sonne
nicht die geringste Spur. Im Jahre 1876 behauptete
Henby Dbapeb jedoch, dass es ihm auf photographischem
Wege gelungen sei, Sauerstoff und wahrscheinlich auch
Stickstoff in der Sonne zu erkennen. Sauerstoff zeige
nämlich helle Linien oder Banden im Sonnenspectrum, gebe
aber keinerlei dunkle Äbsorptionslinien. Zum Nachweise
der Richtigkeit seiner Behauptung veröffentlichte Deapeb eine
von jeder Retouche freie Photographie des Sonnenspectrums
mit einem Vergleichsspectrum von Luft und einigen Eisen-
und Aluminiumlinien. Diese Photographie ist in Fig. 4
möglichst getreu nachgebildet. Der obere Theil zeigt das
Sonnenspectrum, der untere das Spectrum des Sauerstoffs
und Stickstoffs der Luft. Die Zahlen bezeichnen die ViTellen-
längen in milliontel Millimetern, GhH sind die betreffenden
dunklen Linien am violetten Ende des Sonnenspectrums; von
den untenstehenden Buchstaben bezeichnet 0 Sauerstoff,
N Stickstoff, Fe Eisen, AI Aluminium. „Schon eine ober-
flächliche Betrachtung," bemerkt Drapee als Erläuterung zu
seiner Photographie, „zeigt, dass die Sauerstofflinien in der
Sonne als helle Linien gefunden werden, während die Eisen-
linien dunkle Repräsentanten haben. Die helle Eisenlinie
bei 4307 Wellenlänge sieht man ganz deutlich übergehen
in die dunkle Absorptionslinie des Sonnenspectrums. Gleich-
zeitig fällt die vierfache Sauerstofflinie zwischen 4345 und
4350 genau zusammen mit den hellen Gruppen des Sonnen-
spectrums darüber. Diese Sauerstoffgruppe allein ist fast
hinreichend, um die Gegenwart von Sauerstoff in der Sonne
zu beweisen, denn es hat nicht nur jeder der vier Com-

Coinpirteni de.

<lunklcD Fraunliofer'sLh^'ti Uai^a etc.

poiienten einen Re-

I>iäseLtantGn im

Sonnenspectrum,
auch die reliitive
Stärke uud das all-
gemeine Aussehen

^^^^^HHH

.stlZZT^B

der Lioien ist in

^^^^^^1

beiden Fallen ähn-

■—. !^^^^^H

lich. Ich gUube,
dass bei den Ver-

^_ — : — .^^^^v

^^1

gleichungen der

ik^^^^H

^^1

Spectra der Ele-

mente und der

^^^^^^^^^^^^^H

^^1
■

Sonne nicht genü-

^^^^^^^^^^^

gendes Oe wicht ge-

^^^^^^^^^^^H

o A ^H

, 1^ wurde auf das

^^^^^^^^^^^^^9

^^1

allgemeine Aus-

^^^^^^^^^^^9

sehen der Linien
1 neben ihren blossen

^i^lB^^9

■

1 Lagen: in den pho-
tographischen Dar-

^■■-^, L -^ü^^^^g

stellungen ist dieser

^^^^^^^^^^^H

Punkt Ton grosser

^^^^^^^^^^-— j

^^^^^^^^BS5|

feine Doppellinio

^^^^^^^^^^^H

hei 4319, 4317 ist

s ^^^^^^^^^^^^^^1

in der Sonne voll-

s*^^^^^^^^^^^^^^?

^^1

kommen reprüsen-

^^^^^^^^^^H

tirt. Femer ist
eine merkwürdige

EC ,^^^^^^^^^^^^^^^1

üeb erei nsti mmiuig

^-^^^^^^^^^^^^^^1

■

in der Doppellinio

^"^^^^^^^^^^^2

14 Die Spectralanalyse.

bei 4190, 4184. Die Linie bei 4133 ist deutlich ausge-
sprochen. Die stärkste SauerstofiFUnie ist die dreifache bei
4076, 4072, 4069, und auch hier sieht man eine schöne
Uebereinstimmung, obwohl das Luftspectrum verhältuiss-
massig stärker erscheint als das der Sonne. Aber man
darf nicht vergessen, dass das Sounenspectrum gelitten
h^,t von dem Durchgang durch die Atmosphäre und diese
Wirkung zeigt sich am vollständigsten an der Absorption
in den ultravioletten und violetten Theilen des Spectrums."
Draper behauptet, die hellen Sauerstofiflinien seien im
Spectruni der Sonnenscheibe bis dahin uur deshalb nicht
bemerkt worden, weil bei den Beobachtungen mit den
Augen helle Linien auf einem etwas weniger hellen Hinter-
grunde nicht den Eindruck machten wie dunkle. Die
Ausführungen Draper's haben im Ganzen nicht den Bei-
fall der Spectroskopiker gefunden. Christie hat auf der
Sternwarte zu Greenwich den Gegenstand besonders auf-
merksam studirt. Das Spectroskop am dortigen grossen
Refractor zeigt eine Menge feiner Linien, die in Ang-
strüm's und Kirchhoff's Tafeln und in Draper's Photo-
graphien fehlen, dabei erscheinen die stärkeren Absorp-
tionslinien verhältnissmässig schmal und scharf begrenzt.
Eine Folge davon ist, dass ein Raum zwischen zwei dunklen
Linien, der mit einem Spectroskop von geringerer Kraft
wie eine helle Linie aussieht, dieses Aussehen völUg ver-
liert und nur der Hintergrund des continuirlichen Spec-
trums zu sein scheint. In einer Zeichnung, welche das
Spectrum an der weniger brechbaren Seite von Q dar-
stellt, werden vier solche Räume gesehen, gebildet von den
starken Linien bei 4314,4, 4316,3, 4318,1 und 4320,2, die
bei geringerem Zerstreuungsvermögen oder weniger voll-
kommener Deutlichkeit für helle Linien genommen werden

Coincidenz der dunklen Frannhofer'schen Linien etc. 15

können; und in der That hat Chr. Drapeb die beiden
inneren als eine doppelte SauerstofiFlinie identificirt. Aber,
me man in Greenwich sah, ist jeder dieser Räume zehn-
mal so breit als die dunklen Linien und von vollkommen
gleichmässiger Färbung, ohne eine Spur von Verschwom-
menheit an den Rändern. Es scheint nun schwierig, die
Existenz heller Linien zu erklären, die von merkUcher
Breite und an den Rändern scharf begrenzt bleiben, wenn
der Spalt des Spectroskops verengert wird. In gewöhn-
lichen Fällen, wo eine helle Linie eine grössere Breite hat
als der Spalt, ist sie an den Rändern verschwommen,
während die fraglichen Räume oder „hellen Linien" voll-
kommen gleichmässig in der Farbe sind. Cheistee konnte
femer nicht den geringsten Unterschied in der Färbung
in dem ganzen Theile von 4312 bis 4322 entdecken, unter
Umständen, die in jedem dieser Räume zwei feine Ab-
sorptionslinien ergaben, von denen keine Spur auf den
Photographien von Drapeb zu finden war. Die Spectro-
skopiker neigen, wie bemerkt, gegenwärtig meist zu der
von Christte vertretenen Anschauung, doch ist die Sache
noch nicht spruchreif und bedarf weiterer Untersuchungen.
Dies ist um so mehr der Fall, als J. Chr. Draper durch
photographische Aufnahme der dunklen Spectrallinien der
Sonne und der hellen Streifen elektrisch glühender Gase,
besonders des Sauerstoffs, zu dem Ergebnisse kommt, dass
gewisse dunkle Linien im Sonnenspectrum nichts Anderes
als Sauerstofflinien seien. Chr. Draper benutzt bei seinen
Untersuchungen Gitterspectra. Zwischen den Wellenlängen
von 3864,50 und 4704,65 hat er im Sonnenspectrum nicht
weniger als 65 Linien gefunden, die nach seinen Messungen
mit solchen des Sauerstoffs völlig genau oder fast völlig
zusammenfallen.

16 Die Spectralanalyse.

2. KirchhoflTs Ansicht Aber die physische
Beschaffenheit der Sonne.

Man hatte lange angenommen, dass die Lücken im
farbigen Sonnenspectrum, die dunklen FRAUNHOFEB'schen
Linien, durch eine Absorption der ihnen entsprechenden
farbigen Strahlen in der Sonnenatmosphäre entständen;
aber Niemand wusste davon den Grund anzugeben.
Kirchhoff fand die Ursache dieser Absorption; er wies
nach, dass ein Dampf aus dem weissen Lichte genau die-
selben Strahlen absorbirt, die er glühend selbst ausstrahlt,
und dass das gesammte System der FRAUNHOFEB'schen
Linien zum grossen Theile aus der Ueberlagerung von
umgekehrten Spectren solcher Stoife besteht, die auch auf
der Erde vorkommen. So gelangte dieser Gelehrte zu
einer neuen Anschauung über die physische Beschaffenheit
der Sonne, die mit der älteren, zur Erklärung der
Sonnenflecke angenommenen Hypothese von Wilson und
William Hebschel im geraden Gegensatze stand.

Nach KiKCHHOFF besteht die Sonne aus einem festen
oder tropfbar flüssigen^ in der höchsten Glühhitze befind-
lichen Kerne, welcher, wie alle weissglühenden festen oder
flüssigen Körper, alle möglichen Arten von Lichtstrahlen
aussendet und daher für sich allein ein continuirliches
Spectrum ohne dunkle Linien geben würde. Dieser weiss-
glühende centrale Kern ist mit einer Atmosphäre von nie-
drigerer Temperatur umgeben, in welcher sich wegen der
hohen Hitze des Kerns viele Stoffe, aus denen letzterer
zusammengesetzt ist, in Form von Dämpfen befinden. Die
von dem Kerne ausgehenden Lichtstrahlen müssen daher,
bevor sie zu uns gelangen, durch diese Atmosphäre hin-
durchgehen, und jeder Dampf löscht aus dem weissen

EirchhofT's Ansicht über die physische Beschaffenheit der Sonne. 17

Lichte alle Strahlen aus, welche er im glühenden Zustande
selbst ausstrahlen kann. Nun aber finden wir, wenn wir
das zu uns kommende Sonnenlicht durch ein Prisma ana-
lysiren, eine Menge von Strahlen aus diesem Lichte aus-
gelöscht, und zwar genau diejenigen, welche u. A. das
Natrium, das Eisen, das Calcium, das Magnesium u. s. w.
selbst ausstrahlen würden, wenn sie für sich allein leuch-
tend wären; folglich müssen die Dämpfe dieser StofiFe in
der Sonnenatmosphäre und daher auf dem Sonnenkörper
überhaupt vorhanden sein.

Könnten wir das weisse Licht des centralen Sonnen-
kerns auf irgend eine Weise beseitigen, und nur das Licht
der in der Sonnenatmosphäre glühenden Dämpfe mit dem
Spalte des Spectralapparates auffangen, so müssten wir die
Uebereinanderlagerung der wirklichen Spectra der ge-
nannten Stofife, d. h. dieselben Systeme von hellen farbigen
Linien erhalten, die wir nun als dunkle FRAüNHOFEE'sche
Linien wahrnehmen. Es ist dieses ein Prüfstein für die
KiBCHHOFF'sche Theorie, welcher sich bei dem Eintreten
einer totalen Sonnenfinsterniss anwenden lässt. Die Mond-
scheibe verdeckt dann der Erde den Anblick der Sonnen-
scheibe vollständig ; das Licht des Sonnenkörpers kann nicht
mehr zu uns gelangen, wohl aber das der Sonnenatmo-
Sphäre und der darin glühenden Dämpfe.

Die KiBCHHOFF'schen Anschauungen haben sich im
Princip in den Beobachtungen der totalen Sonnenfinsternisse
vollkommen bestätigt. So sah Yoünö bei der totalen
Sonnenfinsterniss vom 22. December 1870, als die dunkle
Mondscheibe eben die ganze Photosphäre der Sonne be-
deckte, dass alle dunklen FRAUNHOFER'schen Linien sich
in helle umwandelten und das ganze (lesichtsfeld seines
Instrumentes mit glänzenden Linien erfüllt war. Die Finster-

SfhelUnt Spcctralanalyse. IT. 2

18 Die Spectralanalyse.

niss vom 12. December 1871, welche Macleab und Pkixole
zu Bekul in Indien beobachteten, lieferte dasselbe Ergebniss.
Als die Totalität herannahte, vermehrten sich die hellen
Linien an Zahl und Glanz äusserst schnell, bis es fiir einen
Augenblick schien, dass alle dunklen Linien des Spectrums
in helle umgewandelt waren. Von da ab nahm der Glanz
der Linien ab und zwar so rasch, dass es nicht möglich
war, die Reihenfolge, in welcher eine nach der anderen
verschwand, genauer zu verfolgen. Die WasserstoflFlinien
sowie die Linien />, b und einige dazwischen liegende
blieben noch lange sichtbar; als diese endlich auch ver-
schwunden waren, erschien das ganze Sehfeld dunkel.
Beim Wieder erscheinen der Sonne sah Pringle ebenfalls
eine grosse Anzahl von hellen Linien in einem continuir-
lichen Spectrum aufblitzen, das einen AugenbUck vor dem
Erscheinen des Sonnenrandes sichtbar wurde. Etwas Aehn-
lichos sah RESPiain. Die totale Sonnenfinsterniss vom
IG. April 1874, welche Stone beobachtete, zeigte ebenfalls
unmittelbar vor und nach der Totalität eine Umkehr aller
dunklen Linien, und das Gleiche ergab die totale Sonnen-
finsterniss am 29. Juli 1878. Die Dicke der imikehrenden
Schicht ergiebt sich aus diesen Beobachtungen nur als
relativ sehr gering, sie mag nach einer Schätzung von
PüLSiVER 5(X) engl. Meilen nur wenig übersteigen. Durch
äusserst feine Untersuchungen hatte übrigens schon 1869
Seccui (las Vorhandensein der umkehrenden Schicht direct
nachgewiesen. Er hatte mit dem neunzolligen Aequatorial
behufs Vergrösserung des directen, im Brennpunkte des
Objoctivs entstehenden Sonnenbildes ein vorzügliches Ob-
jectiv eines AMici'schen Mikroskops verbunden, femer war
das aus drei Prismen von grosser Dispersion bestehende
Spectroskop noch durch ein geradsichtiges Prismensystem

Kirchhoff s Ansicht über die physische Beschaffenheit der Sonne. 10

verstärkt worden. Nachdem der Spalt tangential zum
Sonnenraude gestellt war, wurde die Bewegung des Uhr-
werks' so reguhrt, dass die Sonnenscheibe sich langsam
dem Gesichtsfelde des Femrohrs nähern konnte. Es haben
sich bei dieser Beobachtung folgende Resultiite ergeben:
1) In einer geringen Entfernung vom Sonnenrande ist das
Licht der äusseren Umgebung so intensiv, dass sein Spec-
trum selbst die feinsten, dunkelsten Linien des Sonnen-
spectrums zeigt; 2) in einer noch geringeren Entfernung
vom Sonnenrande sieht man die hellen Linien der Pro-
tuberanzen und der Chromosphäre auftreten; 3) bei noch
grösserer Annäherung an den Rand werden diese hellen
Linien schwächer und es tritt ein Moment ein, wo alle
dunklen Linien mit Ausnahme der stärksten, wie D und i,
verschwinden; 4) diese letztere Schicht, die also ein con-
tinuirliches Spectrum giebt, ist sehr dünn, denn sehr bald
nach dem Auftreten des continuirlichen Spectrums er-
scheint sogleich das volle Sonnenspectrum mit allen seinen
dunklen Linien und kündigt damit den Eintritt des eigent-
lichen Sonnenrandes oder der Photosphäre in den Spec-
troskopspalt an. Die unter 3) beschriebene Erscheinung
deutet eben auf die umkehrende Schicht, und nur ihrer
geringen Dicke ist es zuzuschreiben, dass bei den Finster-
nissen von 1868 und 1869 die Umkehr aller Linien nicht
bemerkt wurde. Auch damals hat diese Umkehr natürlich
zur Zeit der Totalität stattgefunden, sie ist aber nicht be-
merkt worden, theils weil die Beobachter noch zu uner-
fahren auf diesem neuen Gebiete waren, theils weil die
benutzten Spectroskope nicht besonders geeignet sein
mochten. So ist also im Princip die KmcHuoFF'sche
Theorie durch die Beobachtungen glänzend bestätigt wor-
den, nur mit der für das Wesen derselben unbedeutenden

.Kh-v f:\ch\ri2, iiÄ^ die Umkehr der liniea oichc in einer
.irij*rme'.ri ius-zeiiehnteri SjnaeLÄtmösphare, soodem in
einer riieririijeri Schicht, die der Ph^Hc-sphin* anmittelbar
I>=-ri.5chbart *'Ar:T vielleicht selb-st ein Theil derselben ist,
vor -/ich iZ-liL

3. I>i^ atmcisphäriscben Linien im Sonnen-
Hpec-tmm nach Brewi^ter und Gladstone.

D-^r F>-te, welcher fand. «Iäss nicht alle dunklen Linien
im '^oriri^n-f>*-ctnim unveränderlich sind, und dass ihre
Ver-^rid^rli'^hkvii an Zahl, La^e, Lichtstärke nnd Breite
von d':n Wränderuniren bedingt Ist, welche in dem Zn-
-rjiUfU: der Erdatmosphäre eintreten, war der bereits früher
erwähnte italienische Phvsiker Zantzdeschi» Im Jahre 1856
machte CntyjKK.^ nachdrücklich darauf aufmerksam, dass
die Erdatmosphäre einen grossen Theil der brechbarsten
Sltrahlen zurückbehalte und dass aus diesem Grunde das
violette Ende des Spectrums am ausgedehntesten erscheine,
wenn die Sonne am hrkrhsten stehe. Nach ihm haben
Brkwster und fiLADjjXOXE, Pl\zzi Smtth, P. Secchi, ganz
i>e<iondfTs aber df r französische Phvsiker Janssen mit
diesem Gegenstände sich beschäftigt, ohne dass diese Unter-
suchungen heute schon ihren Abschluss gefunden haben.

Gladhto.ve fertigte zuer>t Zeichnungen des Sonnen-
Hpectrums an, in welchen er die dunklen Linien, die in
der Nähe des Horizontes auftreten, sorgfaltig eintrug.
Diese Zeichnungen wurden 1858 der ,.British Association*'
vorgelegt. Damals liess jedoch Gladstone die Frage nach
dem wahren Ursprünge dieser Linien unentschieden, be-
merkt^^ indessen, dass sie durch Beobachtung irdischer
Lichtquellen in grosser Entfernung gelöst werden könne.

Die utniüsphäriächeii Linien im SonuenRpertnim. 21

Er selbst beobachtete das Licht des Leuchtthiirins von
Beachy Head zwischen Brighton und Hastings, aus einer
Entfernung von 27 engl. Meilen, doch konnte er neue
Linien nicht wahrnehmen.

Später nahm Gladstone in Verbindung mit Buewstee
die Untersuchung des Gegenstandes wieder auf. Sie fan-
den, dass in dem Sonnenspectrum neue dunkle Linien und
Streifen auftreten, wenn die Sonne dem Horizonte nahe
steht, und dass gewisse dunkle Bänder sich gegen Abend
und am Morgen stärker markiren als zur Mittagszeit, wo
die Sonne hoch am Himmel steht. Da bei dem niedrigen
Stande der Sonne am Horizont ihre Strahlen einen circa
lünfzehnmal grösseren Weg durch die Erdatmosphäre
zurücklegen müssen als zur Mittagszeit, so lag die Ver-
muthung nahe, dass die atmosphärische Luft, obwohl sie
farblos ist, auf die Sonnenstrahlen absorbirend wirke und
wie die Dämpfe in demselben Masse mehr Lichtstrahlen
zurückhalte, je dicker und dichter die Schicht ist, welche
das SonnenUcht durchlaufen muss.

Das von Bbewster und Gladstone im Jahre 1861
veröfiFentlichte iVj m lange Sonnenspectrum enthält mehr
als 2000 sichtbare und leicht von einander zu unter-
scheidende dunkle Linien oder Bänder. Das violette Ende
desselben erstreckt sich eben so weit wie bei Fbaunhofek,
dagegen dehnt es sich nach dem Roth hin bedeutend
weiter aus. Die FRAUNHOFEB'schen Linien haben ihre Be-
zeichnung A^ a, B u. s. w. beibehalten, die zwischen diesen
liegenden und deutlich von einander zu unterscheidenden
Linien und Bänder aber bezeichneten diese Gelehrten mit
Ziffern, deren Reihenfolge hinter A^ hinter i?, C u. s. w.
(d. h. nach dem Violett hin) jedesmal mit 1 beginnt. So
liegen zwischen A und a drei Streuen, die mit A^, ^,

'»

Dir S[»ectralaiialyso.

A2 bezeichnet sind; zwischen a und B
liegen acht Linien oder Bänder, die mit
/ii, i?2 • • • -^8 bezeichnet sind. Zwischen
B und C hegen sieben, zwischen C und D
sechzehn, zwischen D und E neunund-
zwanzig, zwischen E und b zehn, zwischen
b und F dreissig, zwischen F und G
fünfzig, zwischen G und H dreiundfiinfzig,
zwischen // und k vier und zwischen k
und / zehn Linien mit eben so vielen,
jedesmal mit 1 beginnenden Zahlen. Ausser
diesen hervorragenderen Linien finden sich
noch sehr viele feinere eingetragen, welche
nicht weiter bezeichnet sind. Diejenigen
Linien und Bänder, welche vorzugsweise
von den atmosphärischen Zuständen be-
einflusst werden und daher je nach dem
Stande der Sonne weniger oder mehi* her-
vortreten, sind mit griechischen Buchstaben
bezeichnet.

In Fl)/, o sind nebst den Fraux-
iioFKR'schen Linien A , , , II die wich-
tigeren und leicht bemeikbaren veränder-
lichen Linien und Bänder nach einer ver-
kleinerten Originalzeichnung von Brewsteu
eingetragen und mit den entsprechenden
griechischen Buchstaben bezeichnet; die
Ziffern sind weggelassen ; die Zeichnung ist
also ein Spectrum der Sonne für den Fall,
dass diese sich nahe am Horizonte befindet:
sämmtliche mit griechischen Buchstaben
bezeichnete Linien und Bänder verschwin-

rWC^'lL'»^'

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o

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Di« atmosphiirischen Linien im Sonnenspedrnm. 23

den aus dem Spectruni oder sie erblassen mehr oder
weniger, wenn die Sonne zur Mittagszeit im Meridian steht.
Bkewster und Gladstone nannten diese Streifen atmo-
sphärische Linien, um anzuzeigen, dass dieselben ihre Ent-
stehung der absorbirenden Kraft der Erdatmosphäre ver-
dankten; es gelang ihnen aber nicht, festzustellen, welchen
Bestandtheilen der atmosphärischen Luft diese elective Ab-
sorption zugeschrieben werden müsse.

In dem wenigst brechbaren Theile des Spectrums
werden bei Sonnenuntergang vor A zwei Bänder intensiv
dunkel, zu beiden Seiten von einer feinen Linie F, Z ein-
gefasst. A wird stark erbreitert und behält diese Er-
breiterung selbst dann noch, wenn die Sonne schon eine
bedeutende Höhe erlangt hat. Beobachtet man A zu
Mittag, so erscheint die Linie doppelt oder wie zwei dunkle
Räume, getrennt durch einen engen hellen Raum; wenn
aber die Sonne untergeht, so verschwindet dieser Licht-
streif und es erscheint die Linie als ein Band von gleich-
förmiger Ausdehnung und Dunkelheit. Die Gruppe a wird
dann viel dunkler, aber die einzelnen Linien verfliessen
nicht zu einem Bande. Die stärkste Absorption tritt ein
dicht bei B, C und die meisten Linien zwischen C und
C« werden dunkler und letztere Linie (im Orange) ist be-
sonders bemerkenswerth, weil ihre Verdunkelung schon be-
ginnt, wenn die Sonne noch ziemlich hoch steht In England
ist diese Linie im Winter zu jeder Tageszeit sichtbar,
nicht aber im Sommer; beim Auf- und Niedergange der
Sonne ist sie eine der dunkelsten und schärfsten Linien
des ganzen Spectrums. C15 wächst am Abende zu einem
schwarzen Bande an und ebenso ist dann die doppelte
Linie D sehr stark entwickelt. Hinter D.^ beginnt ein
Band, ö genannt, welches für alles prismatische Licht, das

24 Die Speilralanalyse.

eine dicke Luftschicht passirt hat, vorzugsweise charak-
teristisch ist. Selbst mit einem kleinen Specti'oskop lässt
es sich im diffusen Lichte eines trüben Tages zu jeder
Stunde sehr leicht erkennen, besonders schiirf und dunkel
aber zeigt es sich zur Zeit eines dichten Regens oder eines
üewittersturmes; zur Zeit des Sonnenunterganges erlangt
dieses Band beinahe eine totale Dunkelheit Ihm folgen
andere Bänder t und C, sowie die Linie rj. Letztere ist
des Abends sehr deutlich und kann, da sie nahe bei E
liegt, welche durch die Atmosphäre nicht verdunkelt wird,
leicht mit E verwechselt werden. Jenseits b liegen noch
manche bemerkenswerthe atmosphärische Bänder, nament-
lich I und X. F scheint bei Sonnenuntergang nebelig zu
werden und zwischen F und G erscheinen dann noch
sieben Bänder X bis q. Letzterer Theil des Spectrums ist
des Abends nur wenig bemerkbar und eine noch grössere
Absorption tritt ein für die violetten Strahlen jenseits G.
Der westliche Himmel unmittelbar nach Sonnenunter-
gang gewährt fiir das Studium dieser dunklen atmosphä-
rischen Erdlinien, besonders der Bänder d und C im hellen
Theile des Spectrums, die günstigste Gelegenheit. Ist der
Himmel dann röthlich, so erscheinen C, Q, jD, d in der
Regel als vier sehr dunkle Bänder; ist er gelblich, so sind
dieselben weniger bestimmt zu erkennen.

4. Die tellurischen Linien im Sonnen-
spectrum und das Spectrum des Wasserdampfes

nach Janssen.

Die Arbeiten von Bukwster und Gladstone wurden
1ÖG4 von dem französischen Physiker Janssen zu dem
Zwecke wieder aufgenommen, um näher zu ermitteln.

Die tellurischeii Linien im Sonuenspectrum. 25

welcher Bestandtheil der atmosphärischen Luft die elective
Absorption des Sonnenspectrums verursache. Mit einem
von ihm construiiten, aus fünf Prismen zusammengesetzten
Spectroskope gelang es ihm zunächst, die von den eng-
lischen Physikern beobachteten dimklen Bänder in feine
Linien aufzulösen und festzustellen, dass ihre Lichtstärke
beständig wechselt. Beim Aufgange und beim Untergänge
der Sonne sind sie am dunkelsten, zu Mittag erscheinen
sie weniger intensiv, zu keiner Zeit eben verschwinden sie
gänzlich aus dem Spectrum; aber dieser doppelte Cha-
rakter beweist schon ihren atmosphärischen Ursprung.
Um jedoch das Letztere noch unzweideutiger nachzuweisen,
beschloss Janssen, seine Beobachtungen des Sonnenspec-
trums auf einem hohen Berge anzustellen, auf welchem
die untere und dichtere Schicht der Erdatmosphäre von
der Mitwirkung der Absorption ausgeschlossen ist, folglich
diese selbst sich in einem geringeren Grade zeigen muss
als in der Ebene.

Janssen hielt sich zu diesem Zwecke im Jahre 1864
eine Woche lang auf dem Gipfel des Faulhorns in einer
Höhe von dreitausend Meter über der Meeresfläche auf
und überzeugte sich, dass die genannten veränderUchen
dunklen Linien im Sonnenspectrum in der That viel
schwächer waren als in der Ebene. Um aber über die
absorbirende Ursache ganz ins Klare zu kommen, und
namentlich um den Nachweis zu Uefem, dass jene Linien
wirklich nur von der Erdatmosphäre heiTÜhren, schloss er
das Sonnenlicht, welches, bevor es zu uns kommt, durch
Millionen Meilen fremdartiger Medien dringen muss, von sei-
nen Untersuchungen aus und operirte mit künstlichem Lichte.

Im October 1864 Hess er zu Genf in der Entfernung
von 21 km von seinem Beobachtungspunkte einen gi'ossen

26 Dil' Spertralaiialyse.

Haufen Tannenholz anzünden und beobachtete die Flamme
mit dem Spectroskop. In der Nähe zeigte das Feuer ein
ganz eontinuirUches Spectrum ohne dunkle Linien, dagegen
traten in der genannten Entfernung dieselben dunklen
Linien auf, welche Bbewster in dem Spectnim der unter-
gehenden Sonne beobachtet hatte.

Es handelte sich für Janssen jetzt noch darum, näher
festzustellen, oh die wahrgenommene atmosphärische Ab-
sorption der Luft oder dem darin enthaltenen Waseer-
dampfe zuzuschreil)en sei, eine Untersuchung, die mit un-
gewöhnlichen Schwierigkeiten verbunden war und erst zu
Ende geführt werden konnte, als die Pariser Gasgescll-
scliaft im Jahre 186() ihm hierzu ihre reichen Mittel zur
Disposition stellte.

Ein 37 m langer eiserner Cylinder Aiiirde mittelst
Durchtreibens von Wasserdampf unter einem Druck von
7 Atmosphären von seiner Luft befreit, mit Dampf an-
gefüllt und an beiden Enden durch starke Spiegelglas-
platten geschlossen. Der Cylinder war mit Sägemehl
umgeben, um ihn gegen den Wärmeverlust zu schützen,
und es waren auch sonst noch Einrichtungen getroffen,
um das Condensiren des Dampfes zu verhindern und seine
Durchsichtigkeit zu erhalten. An dem einen Ende des
Cy linders war eine staik leuchtende Flamme (von sech-
zehn vereinigten Gasbrennern), an dem andern Endo das
Spectroskop aufgestellt, so dass die Lichtstrahlen dieser
Flamme eine 37 m dicke Schicht Wasserdampf durch-
laufen mussten, bevor sie zu dem Spalte des Spectral-
aj)parates gelangen konnten. Das Spectrum des Lichtes
in der Luft y\(\r vollkommen frei von Absorptionslinien;
ging aber das Licht durch den mit Dampf gefüllten Cy-
linder, so tratcm sofort zwischen dem äussersten Roth und

der D-Liiiiü Gruppen von
dunklen Linien auf. welche
denen der untergehenden
Sonne ganz ähnlich waren.
Es war damit nicht bloss der
Beweis geliefert, dass ein
grosser Theil der veränderten
Linien im Sonnenspoctrum
dem Gehalte der Erdatmo-
sphüre an Wamerdnmjtf zu-
zuschreiben ist, sondern auch
ein Mittel geboten, um die
Gegenwart von Waeserdanipf
auf den Himmebkörpi^m zu
erkennen.

In der Fig. 6" ist das von
Jassben gezeichnete Spee-
trum dei' Sonne, soweit es
sich zwischen den Linien C
und D erstreckt, abgebildet,
und Zwarinder oberen Hälfte,
wenn die Sonne im Meridian
steht, in der unteren, wenn
sie sich nahe am Horizonte
befindet. Ditjenigen Linien,
welche in beiden Hälften
das gleiche Aussehen haben,
gehören ausschliesslich der
Sonne an, diejenigen dagegen,
welche in der unteren Hälfte
duoklor erscheinen als in der
oburu, sind idlurUche Linien.

28 Die »^pcrtralanalysc.

Janssen hat ferner nachgewiesen, dass fast alle tel-
hiiische Linien durch den Wasserdampf der Erdatmo-
sphäre hervorgerufen werden, ebenso dass der Wasser-
dampf noch über das Roth hinaus in dem dem Auge nicht
mehr sichtbaren Theile des Sonnenspectrums (im Wärme-
spectrum) absorbirend wirkt und daselbst Absorptionsliuien
erzeugt, endlich, dass im ganzen violetten Theile des
Spectrums die Aljsorption eine mehr gleichförmige als
elective ist. Das Wasserdampf spectrum ist hiemach die
Gesammtheit der durch diesen Dampf hervorgerufenen
Veränderungen des continuirlichen Spectrums; es ist ein
Absorptionsspectrum, welches aus dem unteren Theile der
Fitf, 6 nach Weglassung derjenigen Linien, welche mit
den darüber belindHchen ganz gleiches Aussehen haben,
für den Theil zwischen C und D leicht abzuleiten ist
Von den mit Cß und D bezeichneten Gruppen ist nach-
gewiesen, dass sie ihren Ursprung im Wasserdampf der
Atmosphäre haben; von der mittleren Gi*uppe Cy ist der
tellurische Charakter ebenfalls von Janssen ausser Zweifel
gesetzt, jedoch ist es unentschieden, ob sie ebenfalls von
dem W'asserdampf herrühren.

Janssen hat seine Untersuchungen nicht bloss auf
das Stück des Sonnenspectrums zwischen C und D be-
schränkt; in einer andern Karte erstrecken sich die beiden
Spectra auf die Regie m, welche einerseits über die Linie B
und anderseits über D hhiausgeht; diese Karte umfasst
die drei Gruppen, welche von Brkvvster (Flg. S) mit
«, ß, y und d bezeichnet sind. Ausserdem aber hat der-
selbe seine Beobachtungen auf das Licht des Mondes und
einiger Fixsterne ausgedehnt* und dabei untersucht, ob

* Jamsrkx, Rapport sur nne Mission eu Italie. rari», Imprimcrie
iniporiale, I8<i8.

Die tellnrischen Linien im Sonnenspectrnm. 29

das Licht der letzteren, welches von dem der Sonne ver-
schieden ist, dieselben Veränderungen bei dem Durchgange
durch die Atmosphäre der Erde erleidet, wie das der Sonne.

Zu diesem Zwecke verband Janssen ein kleines
Spectroskop ä vision directe mit einem grossen astrono-
mischen Fernrohre in der Weise, wie wir es bei den Stem-
spectroskopen noch näher kennen lernen werden, und
untersuchte damit das Spectrum des Siriu^^ wenn dieser
anfing sich über den Horizont zu erheben. Das sehr helle
Spectrum des Sterns zeigte mehrere dunkle Bänder, welche
nach den vorgenommenen Messungen genau dieselbe Lage
hatten, wie das Spectrum der Sonne bei ihrem Auf- oder
Untergange. In dem Masse wie der Stern höher stieg,
nahm die Intensität dieser tellurischen Bänder mehr und
mehr ab, bis sie endUch ganz verschwanden, als der Stern
durch den Meridian ging.

In Fig. 7 sind die Spectra der Sonne (II.) und des
Sirius (L) sowohl für ihren Stand im Meridian, wie im
Horizonte genau so abgebildet, wie sie in dem kleinen
Spectroskope erscheinen. Man erkennt darin die tellu-
rischen Bänder sofort, wenn man die zusammengehörigen
Spectra mit einander vergleicht; die mit 1, 2, 3 bezeich-
neten dunklen Bänder sind offenbar tellurische Absorp-
tionsstreifen, welche die Sonne und der Sirius gemein-
schaftlich haben, wenn sie nahe am Horizonte stehen.

Auch P. Secchi in Rom hat sich mit den tellurischen
Linien des Sonnenspectnims mehrere Jahre lang beschäf-
tigt Er sprach gleich anfangs seine Ansicht dahin aus,
dass die Entstehung dieser, je nach dem Stande der
Sonne, der Stellung des Beobachters und dem Feuchtig-
keitsgehalte der Erdatmosphäre sehr veränderlichen dunklon
Linien der absorbirenden Wirkung des in der Atmosphäre

30 Die Spectrnlanalyite.

enthaltenen Wan»er<lam})fe* zuzuscli reiben sei. Der Ein-
fluss des Wetters zeigte sich daric, dass bei hellem
Wetter (Nordwind) einige dieser Linien nicht sichtbar
waren, die bei trübem Wetter (Südwind) sehr deutlich auf-
traten. Es hat ferner dieser römische Astronom in einer
2000 m entfernten Flamme, sowie in grossen Feuern, die
auf Bergen angezündet wurden, bei Regenwetter sehr

Fig. 7.

deutlich

beobachtet

gemessen.

Endlich hat im Jahre 1Ü()4 Akgsthüm in Upsala sorg-
fältige Untei-suchuiigen über die tcUurischeti Linien des
Sonnenspcctrums angestellt und die gemessenen Linien
nach den Wellenlängen der entsprechenden absorbirten
Farben in seine grossen Tafeln eingetragen. In Fig. 8 sind
dieselben übersichtlich zu einem kleineren Bilde Tereioigt;
die darin vorkommenden Linien und Bünder gehören
siimmtlich, mit Aasnalinie der FaAUNitOFEB'schen Linien
C, D, E, b, F, der Erdatmosphiire an. Nach Anostbüh

32 Die Spectralnnalyse,

alle Veränderungen der Farbe, welche die Morgen- untl
Abendröthe zi;igt, einfach durch die Erscheinungen der
atmosphärischen Absorption erklären lassen und dass
damit alle anderen Erklärungsversuche, die mitunter recht
künstlich und compUcii-t sind, wegfallen.

Die Bänder -4, jB, a und cV verdanken nach Anostböh
ihre Entstehung nicht dem Wasserdampfe der Atmosphäre,
weil sie sehr beständig sind und durch die Veränderungen
der Temperatur nicht merkbar beeinflusst werden. Ang-
ström vermuthete, dass diese Linien ihren Ursprung der
Kohlensäure verdanken, als jedoch Hüggins das Spectnim
von kohlensäurefreier Luft mit demjenigen der gewöhn-
lichen Atmosphäre verglich, vermochte er keinen Unter-
schied wahrzunehmen. Ein Zusatz von Kohlensäure rief
zwar einige neue Linien hervor, die indess mit jenen des
Kohlenstoffs nicht übereinstimmten.

Bei der Ascension im Luftballon, welche Sivel und
CRüci^:-SpiNELiii am 22. März 1874 unternahmen, machten
dieselben die merkwürdige Wahrnehmung, dass das dunkle
Band d rechts von D in 5500 m Höhe nicht mehr zu
sehen war, und dass das Band Unks von D in 7000 m
Höhe verschwand. Diese Beobachtungen stehen aber bis
jetzt noch zu vereinzelt da, um aus ihnen weitere Schlüsse
ziehen zu können.

5. Die teHurischen Linien im Sonnenspectrum
als Httlfsniittel der Wetterproj^nose.

Der Umstand, dass sich die atmosphärische Feuch-
tigkeit durch die tellurischen Linien des Spectrums er-
kennen lässt, und dass l)(*i Zunahme des atmosphärischen
Wasserdampfcs dic>e Linien dunkler und breiter wei"den,

Die tellurischen Linien als Hülfsmittel der Wetterprognose. 83

musste naturgemäss darauf leiten, umgekehrt aus der In- *

tensität der Wasserdampflinien auf die in der Luft vor-
handene Feuchtigkeit zu schliessen. Je grösser aber die
Luftfeuchtigkeit, um so grösser ist bei sonst gleichen Ver-
hältnissen die Neigung zu Niederschlägen, die eben nichts
anderes als Condensationsproducte des atmosphärischen
Wasserdampfes sind. Nun besitzt der Meteorologe zwar
ein Listrument, welches die Luftfeuchtigkeit zu messen
gestattet, das sogenannte Psychrometer; allein dasselbe ist
äusserst unvollkommen und vermag vor allem auch nur
über den Feuchtigkeitszustand in seiner unmittelbaren Um-
gebung Aufschluss zu ertheilen. Wie aber die Luftfeuch-
tigkeit in der Höhe beschaffen ist, besonders in jenen
Regionen, wo Regen und Schnee sich gewöhnhch bilden,
darüber kann das Psychrometer durchaus nichts aussagen.
Ganz anders das Spectroskop; es verschafft Aufschluss
über die Gesammtabsorption in der ganzen Linie vom
Beobachter bis zur äussersten Grenze der Atmosphäre in
der Richtung, welcher das Spectroskop gerade zugewendet
wird. Der Erste, welcher (1874) das Spectroskop im Zu-
sammenhange mit den Witterungsverhältnissen beobachtete,
scheint Piazzi Smyth gewesen zu sein. „Es scheint,'* be-
richtet er, „dass das Spectroskop im Stande ist, meteoro-
logisch verwerthbare Anzeigen zu liefern; denn während
der ganzen Dauer düsterer und nasser Witterung in London
zeigte mir ein Taschenspectroskop von jeder Seite des
Himmels einen breiten dunklen Streifen auf der weniger
brechbaren Seite der Linie D und theilweise an der Stelle
derselben. Dieser Streifen war so intensiv, dass er die
Haupterscheinung des ganzen Spectrums bildete, und ob-
gleich derselbe seinem Ursprung nach tellurisch war, so
unterschied er sich doch wesentlich von den normalen

ScheUtn, Spectralnnalyse. II. 3

o-i Die Spoctralanalys«.

tellurischen Wirkungen, die man bei Sonnenuntergang bei
gewöhnlichem Wetter wahrnimmt. Ich besorgte,, dass dieser
dunkle Spectralstreifen einen künstlichen Ursprung haben
möge, z. B. eine Absorption durch den Londoner Rauch;
als ich aber nordwärts reiste, machte ich die Wahmeh-
nmng, dass in dem Masse, als wir uns von London ent-
fernten, der dunkle Spectralstreifen abnahm, während, ak
wir York erreichten, dort schöne Witterung herrschte. Der
Erdboden daselbst war trocken, der Wasserstand der
Flüsse niedrig und das Himmelsspectrimi zeigte nicht nur
keine dunklen Streifen, sondern die D-Linie war ausneh-
mend schön und scharf zu sehen, wie der denkbar dünnste
Sj)innfaden in dem beleuchteten Gesichtsfelde eines Fem-
rohrs. Der Morgen des 17. Juli zu Edinburgh war pracht-
voll, mit einem reinen, blauen Himmel, durchsichtiger
Luft, sehr angenehmer Temperatur und schwachem Nord-
ostwinde. Die einzigen Wolken waren einige wenige glän-
zende und malerische Streifen längs des nördlichen Hori-
zontes, die den lieblichen Wellenlinien der schottischen
Hügel den Schein von schneebedeckten Alpengipfeln ver-
liehen. Diese glänzenden Wolkenformen erschienen einfach
als ein künstlerischer Zug in dem allgemeinen Landschails-
bilde; als ich aber in das Spectroskop hineinblickte,
konnte ich nur fragen, was soll dies bedeuten? Ich hatte
nur ein kleines Taschenspectroskop bei mir, ohne Scala
und mit geringem Zerstreuungsvermögen; aber es erschien
darin die />-Linie siebenmal so breit als gewöhnlich und
auf der Seite der weniger brechbaren Strahlen von dem
Londoner räucherigen Streifen begleitet. Bezüglich der
total anormalen Verstärkung der D-Linie (oder besser der
Anhäufung einiger besonderer tellurischer Linien so nahe
an />, dass diesell)en in einem so kleinen Spectroskope

Die tellnriscben Linien aU Hiilfsmittel der Wetterprognose. 85

nicht getrennt werden konnten) in dem von den Wolken
reflectirten Lichte konnte nicht der leiseste Zweifel be-
stehen; denn sobald das Spectroskop auf irgend eine
höhere Stelle als die Wolken gerichtet wurde, so nahm
man wenig oder nichts Aehnliches wahr; nur die gewöhn-
lichen FRAUNHOFER'schen Linien waren schön und scharf
zu sehen, wie in der Regel bei schöner Witterung. Die
Erscheinung war ausserdem, sowohl was den Ort als die
Vertheilung im Spectrum anbelangt, sehr verschieden von
jener für einen tiefen Sonnenstand charakteristisch^; die
Sonne stand zu dieser Zeit noch nicht tief, keine JFär-
bungen wie bei einem Sonnenuntergang hatten noch be-
gonnen, die Wolken, von denen die schwarzgefarbte Ver-
stärkung der Z>-Linie herrührte, waren fast ganz weiss
und es war erat zwei Uhr an einem schönen heitern Juli-
nachmittage. Ich fertigte mehrere vergleichende Zeich-
nungen des von niederen weissen Wolken gelieferten Spec-
tinims und jenem von der Himmelsgegend in der Nähe
des Poles an, und wartete dann, was sich ereignen würde.
Der Erfolg war nun dieser: Um 10 Uhr Abends dieses
sehr schönen Tages und ohne dass ein merkliches Fallen
des früher hohen Barometerstandes eingetreten wäre, um-
wölkte sich der Himmel gänzlich. Um 11 Uhr Abends
begann der Regen. Um 1 Uhr 30 Min. Morgens regnete
es noch immer und wie ich glaube, dauerte der Regen
die ganze Nacht hindurch fort. Am Morgen des nächsten
Tages, eines Sonntags, regnete es noch immer und der
Regen währte stärker oder schwächer den ganzen Tag
über und die darauffolgende Nacht fort, während am
19. Juli (Montags) nach einem heftigen Gewitter Nebel
und heftiger Regen begann und den Tag über herrschend
blieb. Alles dies bei einem Barometerstände, der in seiner

36 Die Spectralanalyse.

ganz heiterem Wetter entsprechenden Höhe und Stetigkeit
fast gänzlich unbeeinflusst blieb, während das Spectroskop
dagegen bedeutende Aenderungen zeigte, indem, die j&Linie
ausgenommen, alle anderen Linien in den schwarzen
Streifen verschwanden, die ihi-e Stelle nahezu einnahmeD,
und der zu London beobachtete Streifen auf der weniger
brechbaren Seite von D an gerechnet, war die charak-
teristische Erscheinung des gesammten Spectrums.**

Durch diese Ergebnisse aufmerksam gemacht, verfolgte
PiAZZi Smyth den Gegenstand* weiter. Mehrere Monate
lang bestimmte er mittels des Psychrometers zur Zeit der
spectroskopischen Beobachtung die Menge des in der At-
mosphäre enthaltenen Wasserdampfes, und obgleich, wie
schon bemerkt, auf diesem Wege der Dampfgehalt der
oberen Theile der Atmosphäre nicht erhalten werden kann,
so fand sich doch eine leidliche Uebereinstimmung zwischen
Specti'oskop und Psychrometer. Die Wasserdampflinien
nahmen unter sonst gleichen Umständen entsprechend der
Menge von atmosphärischer Feuchtigkeit an Dunkelheit
zu. Es ist selbstredend, dass man bei spectroskopischer
Betrachtung des Himmels und bei Vergleichung des Aus-
sehens der tellurischen Linien möglichst stets das Spectro-
skop in gleiche Winkelhöhe gegen den Horizont bringt, am
besten beobachtet man einen Punkt, der nur wenig hoch
über dem Horizont liegt. Unter diesen Verhältnissen ergiebt
sich nach Piazzi Smyth folgendes: Erstens bei Frostwetter,
wo die Feuchtigkeit der Luft ihr Minimum erreicht, wel-
ches die normale Erscheinung der Trockengas-Linien und
Bänder ist, denn diese allein sind dann sichtbar. Die-
selben sind hauptsächlich: B^ a zwischen C und Z) und
ein sehr auffallendes Band auf der grünen Seite von Z).
Dieses Band ist nicht allein dadurch beiichtenswerth, dass

Die tellurischen Linien alH Hülfsmittel der Wetterprognose. 37

es als schwarzer Scliatten im hellsten Theile des Spec-
truins auftritt, sondern auch dass es gerade bei niedriger
Höhe sehr entwickelt ist, und daher nennt es Smyth „low-
sun band". Zweitens im Sommer, wenn die Temperatur
hoch und die Luftfeuchtigkeit bedeutend ist, zeigt die
spectroskopische Beobachtung zugleich mit allen den oben-
genannten Trockengaslinien nicht nur eine starke Wasser-
dampf liuie unmittelbar auf C folgend, sondern eine bei
weitem stärkere, eine zweifache Linie oder viehnehr zwei
Bänder von Linien gerade vor D, Und diese Gruppe der
Wasserdampflinien ist die einzige, welche die Meteorologen
bei ihren Beobachtungen in der Praxis berücksichtigen
müssen.

Wenn man nun Tag für Tag bei nahezu gleicher
Temperatur beobachtet und sich an die gewöhnliche Er-
scheinung dieses dunklen Bandes vor D gewöhnt hat, und
es zeigt sich nun an einem folgenden Tage bei gleicher
oder nahezu gleicher Temperatur das Band etwa zweimal
so dunkel als an den vorhergehenden Tagen, dann ist es
durch dieses Uebermass von Dunkel zum „Regenbande"
geworden. Denn dieses Uebermass von Dunkelheit zeigt
so unfehlbar, als ob es am Himmel geschrieben stände,
dass augenblicklich viel mehr Wasserdampf in der Atmo-
sphäre ist, als sie noch länger suspendiren kann, es muss
daher bald ein Niederschlag erfolgen. Piazzi Smyth hat
Zeichnungen des veränderlichen Aussehens der Regen-
bänder gegeben, und zwar sowohl im directen Sonnen-
spectrum als im Spectrum des zerstreuten Tageslichtes.
Das erstere wird man freilich nur selten beobachten.
Fig. 9j IV zeigt das Aussehen desselben bei hohem Sonnen-
stande. Die schattirten Flächen bezeichnen den Grad der
Dunkelheit der betreffenden Spectralstellen. Man bemerkt,

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Die tellurischeii Linien als UiilfHmittel der Wetterprognose. 39

dass alle Linien hier schwach sind, mit Ausnahme von -^1.
Man erbhckt dieses Spectrum an trocknen Sonimertagen
um die Mittagszeit. Fig. 9^ V zeigt das directe Sonnenspec-
trimi bei Sonnenuntergang oder wenigstens dann, wenn
sich die Sonne zum Untergange neigt, an trocknen, kalten
Wintertagen. Der Unterschied gegen Fig. 9^ IV ist augen-
fällig, besonders durch die Zunahme der Dunkelheit vor B
und das Auftreten eines Bandes bei «. Fig. 9, VI zeigt das
directe Regenbandspectrum, wie man dasselbe an warmen,
feuchten Sommertagen bei niedrigem Sonnenstande erblickt,
besonders dann, wenn ein Gewitter im Anzüge ist. Man
bemerkt vor allen Dingen das starke dunkle Band a, dann
aber die Bänder rechts von D und den dunklen Schatten d
im Grüngelb. Die Verbreitung und Abdunkelung von r
ist äusserst charakteristisch, ebenso die dunkle Linie bei C
und endlich das breite Band a. Wie bereits bemerkt, wird
man bei grosser Luftfeuchtigkeit, wenn überhaupt Regen
droht, nur selten Gelegenheit haben, das Spectroskoj)
direct auf die Sonne zu richten, man muss sich vielmehr
meist mit dem Spectrum des Himmelsgewölbes, d. h. des
zerstreuten Tageslichtes, begnügen. Auch in diesem er-
scheinen die Regenlinien recht charakteristisch, ja ihr
Auftreten ist noch intensiver. Doch wird man fi-eilich die
Parthie des Spectrums links von B nicht wahrnehmen
können. Fig. P, I, II, III geben eine gute Darstellung dieser
Spectra nach Piazzi Smyth. Das wichtigste davon ist das
Spectrum -^7^. P, III.

Der Verfasser dieses beobachtet seit längerer Zeit
regelmässig zu meteorologischen Zwecken die Wasserdanipf-
linien und bedient sich dazu eines Spectroskops ä vision
directe mit drei Prismen, aus der optischen Anstalt von
Rei^jfeldek & Hertel in München. Das Instrument zeigt

40 Diu Speulrulunntj'se.

bei richtiger Keguliruii;; dos Spaltes und trockuein Wetter
die i>-Linie deutlicli doppelt. Ein solches iDstniiiient hat
sich nach verschiedenen Versuchen mit anderen als das ge-
cignelste bewährt und ist Allen, welche sich mit derartigen
Beobachtungen beschättigen wollen, sehr zu empfehlen.

Aus den Beobachtungen hat sich bis jetzt ergeben,
dass einem starken Hervortreten der WasserdampfUnien
in den bei weitem meisten Fällen nach 3 bis 12 Stunden
Regen folgt. Im Winter scheinen jedoch die Linien weniger
deutlich hervorzutreten als im Sommer. la dieser letz-
teren Jahieszcit ist ein intensives Auftreten der Linien ein

Fig. 10.

>i|>rclrDnu. i^ein.)

beinahe unfehlbares Anzeichen von Begen. meist nach
wenigen Stunden. Dieser tritt auch selbst dann ein, wenn
der Himmel während der Beobachtung völlig wolkenlos
ist. Indessen ist die Beobachtung keineswegs so einfach,
wie Smyth anzudeuten scheint, wenigstens gehört zunächst
viele Uebung dazu, um sich mit dem allgemeinen Aussehen
des Spectrmns in dem Instrumente, was man gerade ge-
braucht, so vertraut zu machen, dass man die jeweiligen
Abweichungen leicht herausfindet. Man kann auch die
Dunkelheit und Schärfe der Linien nach Stufen, am besten
höchstens fünf, abschätzen, wobei die iJ-Linie, die gewöhn-
lich als die dunkelste und stärkste erecheint, die Stufe 5
bezeichnet, während 1 eine noch eben sichtbare Linie be-

Der telcHkopische Aublick der Sonnenoberfläche. 41

deutet. Auf diesem Wege lassen sich zahlreiche Beob-
achtungen gewinnen, die man später, nach Witterungs-
zuständen gruppirt, vergleichen kann und aus denen sich
Mittelwerthe ziehen lassen. Gestützt auf solche Unter-
suchungen wird das Spectroskop dereinst bei der Wetter-
prognose gute Dienste leisten, jedenfalls besser als irgend
ein Hygrometer. Die Fig, 10 giebt eine Ansicht desjenigen
Theiles des Sonnenspectrums , welcher die RegenUnien
hauptsächlich enthält Das Spectrum ist so dargestellt,
wie es sich im Sommer vor Beginn des Regens in dem oben
genannten Spectroskop von Reikfeldeb & Heetel zeigt.

6. Der teleskopische Anblick der Sonnenoberfläche.

Die Sonne ist für uns der bei weitem wichtigste von
allen Hinmielskörpem, und es ist deshalb klar, dass sie
ein hervorragendes Object der astronomischen Beobachtung
bildet Allein ihre Untersuchung ist mit ganz besonderen
Schwierigkeiten verknüpft, die ihren Grund in der unge-
heuren Menge von Licht und Wärme haben, welche die
Sonne ausstrahlt Schon dem blossen Auge ist der Glanz
der Sonne unerträgUch, und bei Anwendung eines grossen
Fernrohrs müssen deshalb ganz besondere Schutzmassregeln
ergriflen werden. Es ist hier nicht der Ort, im Einzelnen
alle Vorrichtungen aufzuführen, welche man erdacht hat,
um die genaue Beobachtung der Sonne zu ermögUchen.
Der Leser, welcher sich hierüber zu belehren wünscht,
findet alles Nöthige in dem Werke von Secchi, „Die
Sonne";* hier soll nur so viel erwähnt werden, als zum
Verständniss des Nachfolgenden erforderlich ist.

* Deutsche Ausgabe und Originalwerk Ton Dr. H. Schellen.
Branuschweig, Verlag von George Westermann, 187*2.

4*2 Die Sp^rotralanalyse.

Zur Beobachtung der Sonne bedient man sich meistens
dunkel gefärbter Blendgläser, die ziÄ-ischen Ocular und
Auge befestigt \^ erden und die Sonne als sehr gedämpfte
strahlenlose Lichtscheibe erkennen lassen. Diese Methode
genügt, um die hauptsächlichsten Elrscheinungen auf der
Sonneuoberfläche zu zeigen. Will man jedoch wirkUche
Untersuchungen anstellen und bedient man sich dazu eines
grösseren Femrohres, so reicht ein Blendglas nicht mehr
aus, man muss sich dann vielmehr der sogenannten heho-
skopischen Oculare bedienen. Ein solches Ocular besitzt ein

rechtwinkhges Glasprisma (Fig. 11)^

Fig. 11- von dessen Hypotenusenfläche der

0 ' einfallende Lichtstrahl 0/ in der

Richtung lo zum eigentlichen Ocu-
lare gelangt. Dieser Strahl ist als-

- N^^^Äs ' ^^^^ ^^^ geschwächt, indem ein

.^V^^^^-P 5^^^^ grosser Theil des Lichtes in der

Richtung It auf die zweite, innere
Fläche des Prismas fällt. Dieses

Schvmati&chc DarütcUung der . , . ,

Lichthtrahuii. letztere wird m emem Metall-

gehäuse (¥lg^ 12) eingeschlossen,
das an der einen Seite durchbrochen ist, um starke Er-
wärmung zu verhindern. Indessen genügt die Schwächung
des Sonnenlichtes durch diese Reflexion noch nicht, um
das Sonnenbild direct zu beobachten, vielmehr muss man
auf das Ocular noch ein schwach gefärbtes Blendglas auf-
schrauben. Ein Uebelstand dieses Oculars ist, dass es sich
doch rasch sehr erhitzt, so dass man in einem grossen
Fernrohr von sechs und mehr Zoll Oeftnung die Sonne
bei liolieni Stande derselben kaum zehn Minuten ununter-
brochen beobachten kann; dann sind, bei einigermassen
starken Vergrösseruiigcn, auch die Bilder nicht mehr ganz

Uvr UleskopUtb« Anblick der SaDneiiolivrflüi'he. -13

scharf. Mao wendet daher vielfach bei Sonneiibeobach-
tuBgen ein sogenanntes polarisirendes Oculai- jui. Bei
dem Hehoskop, dessen sich stets Secchi zu seinen zahl-
reichen Sonnenbeobachtuugen bediente, fällt das Licht
zunächst auf ein Prisma PP" (Fig. 13), und zwar unter

Fig. VL

Etlloaknptaeh« Oculu.

einem Winkel von 36", bei welchem das Licht durch
daü Ulas pokrisirt wird. Die reflectirten Strahlen ge-
hiugcu darauf zu einem Spiegel A B von schwarzem
Glase, der parallel zur Phsmenfiäcbe steht, also die

Fiff. 13.

Strahlen ebenfalls unter einem Einfallswinkel von 36"
empfängt; schliesslich erleidet das Licht unter demselben
Polarisationswinliel noch eine letzte Reflexion an CD. Das
Prisma und der erste Spiegel sind unverrückbar fest mit
einander verbunden; aber der Spiegel CD ist in einem
Rohre befestigt, das sich um den ersten rellectirten Strahl
rund herum drehen lässt, so dass man den Spiegel in

dalici nicht viillstäiidig,

Fi^. l-I.

■tA Dir SpfilraliDalfK.

jisles beliebige AzinuiÜi gegen eben diesen reflectirten
iijtrahl einstelle» kann. Stellt man die Iteflexiouscbene
des zweiten Spiegels CD Bcokrecht gegen die ReSexions-
ebene des crsteien AB, so wird das Soanoiilicht dadureh
bis zu dem Urade abgeschwächt, dass das Auge dasselbe
selbst zur Zeit, wo die Sonne um böchsteo steht, ohne
Beseliwerden ertragen kann. Das Licht verschwindet
US ja auch keinen Zweck hätte.
Fig. 14 zeigt dieses Ocular in
einem Viertel seiner natürlichen
Grösse.

Man kann übrigens auch
da» Bild der Sonne auf einen
Schirm projiciren und dieses
I'rojectionsbild mit blossem
Auge betrachten. Fig. 15 zeigt
eine hierzu dienende Vurrich-
tung. AB ist das Fernrohr, an
dem eine Stange LK befestigt
ist, welche unten das Brett QO
trügt. Dieses Brett niuss senkrecht zur optischen Achse
des Fernrohrs stehen und so weit von dem Ocular B ent-
fi'rnt sein, dass das Souiienbild sich scharf zeigt. Beide
Bedingungen sind leicht zu erreichen, und wenn man dann
das Fernrohr auf die Sonni; richtet, so erhält man, be-
sonders in einem dunklen Baume, auf der Flüche QO ein
prachtvolles Sonnenhild. Man sieht auf demselben meist
einige <lunklere und hellere Stellen, erstere werden Sohiuh-
ßecke, letztere ^maenfnckeln genannt. Ist das Fernrohr
rocht kniftvoll. so bemerkt man noch, dass der Grund
der Sonnensclieiiic keineswegs monoton und gleichmässig
hell ist, sondern dass er ein griessandiges Aussehen bat

Der teleskopiscbo ABbliok der SonneaDberfliichc. 45

oder granulirt erscheint. Diese GratnUatton zeigt sich am
sdioiisten nicht bei Projection, sondern bei directei' Üo-

il PinJtclionMgijini

trachtung mittels des helioakopischen Oculars. Man sii-ht
dann, nach der sehr riclitigL'ii iteschieibnng von Secchi, dip

Pip Spertrnloniilysti.

SoQDenobßi'fläche mit einer Unzalil kleiner Kömer bedeckt,
die fast alle die gleiche Grösse, aber sehr verschicdeDc
Formen haben, unter denen jedoch die ovale vorherrschend
erscheint Die sehr engen Zwigchenrämne zwischen diesen
Lichtkorneni bilden ein dunkles aber nicht ganz schw;
Netz. In der Fig. 16 haben wir den allgemeinen Cbai
dieser merkwürdigen Oberflächengestaltung wieilerzugl

versucht; ilie einüelnen Details lassen sich jedoch nicht i
stellen. Wir suchen vergeblich nach einem Gegenstandp,
mit dem diese Structur vergleichbar wäre; man kommt
der Sache noch am nächsten, wenn man ein wenig aufge-
trocknete Milch, deren Kügclchen die regelmässige Form
verloren haben, durch das Mikroskop betrachtet. In den
meisten Fällen sieht man, wenn der Himmel klar und
i-ein ist, mit den schwächeren Vergrösserungeii die Sonnen-
scheilie ungefähr in der Art, wie es die /"'igjj- JS und iJ

Der lelMkorinchn Änblicl; der Snnnennhprflüihe. ■i'i

zeigen, d. h. iils kleine weisse, auf einem sehr fetnea
dunklen Netze zerstreut liegende Punktchen; die kleinste
Trübung Oller die geringste Bewegung in der Luft ver-
wandelt dieses Bild in eine gleichförmig aussehende glatte
Scheibe. Zuweilen vereinigen sich diese Körner zu kleinen
Gruppen und bilden dann eine hellere Masse. Wegen ihrer
Ovulen Foi-ni hat man sie wohl mit Reiskörnern verglichen.

Die eigentlichen Flerkp sind es, wekhe vorzugswoisp
den Blick des Beobachters der Sonne auf sich ziehen.
Diese Flei'ke zeigen sehr unregelmässige und veränderliche
Formen und ihre Dauer erstreckt sich häufig nur auf
Tage, bisweilen auf Wochen, selten auf Monate und nie-
mals auf ein Jahr.

Um die Veränderungen, welche die Sonnenflecke ge-
wöhnlich erleiden, vorzuführen, wollen wir die Besclirei-
bungtm und Zeichnungen mitthcilen. welche Pater Secchi

48 Die Spoctralanaljiii).

voa einem am 3U. Juli ISüS erschienenen Fleck mitge-
tlieilt hat.

„Am 2ä. Juli," sagt er, „gab man an seiner Stelle
nichts Auffallemics, weder Poren noch I'ackeln. Am S9.
zeigten sich bloss drei schwarze Punkte. Am 30. Morgens
10 Uhr 30 Min. waren wir nicht wenig überrascht, uin
die Mitte der SoanenBcheibe herum einen ganz gewaltigen

Fig. it

1; f^

\^^ u

Fleck zu sehen. Der mittlere Durchmesser dieser aufge-
wühlten Masse war 76 Sccunden, ungefähr vier und i-in
halb mal so gross alä der Durchmesser der Erde. lu der
Mitte des Flecks sahen wir eine Anhäufung leuchtender
Materie, die sich in wirbehider Bewegung zu befinden
schien und von Kahlreichen Rittsen umgeben war. Inmitten
dieses Chaos Hessen sich vier Hauptcentra der Bewegung
untei-scheiden, Links bei a (Flg. JS) zeigte sich eine weite
klaffende Oeffnnng, um welche feurige Zungen io

Der teleskopische Anblick der Sonnenoberfläche. 49

schiedenen Richtungen herumwirbelten ; milten in diesen
Feuerzungen unterschied man deutlich halbhelle Schleier,
welche um eine noch schwärzere Höhlung herumgelagert
waren.

In dem oberen Theile bei b fand sich ein zweites
Centrum, kleiner als das erste, welches an seinem oberen
Rande scharf begrenzt .war, in dem unteren Theile aber
ähnlich wie der vorige sehr viele kleine Feuerzungen zeigte.
Rechts in c klaffte ungefähr in der Form eines S eine
breite Spalte, die mit feurigen Zungen und mit losgerisse-
nen Streifen leuchtender Materie durchzogen war. End-
lich war unten in der Höhe von d eine andere lang-
gezogene und gekrümmte Spalte vorhanden, die dem Auge
ein Wirrwarr darbot, das jeder Beschreibung spottet.
Zwischen diesen vier Höhlen fand sich eine Anhäufung
von Fackeln und leuchtender Materie, die den Anblick
einer im Kochen befindlichen Masse darbot

Alles befand sich in diesem Fleck in einer äusserst
stürmischen und schnellen Bewegung. Die Zeichnung wurde
so schnell als möglich angefertigt, aber sie war noch nicht
fertig, als der erstere Theil schon eine ganz andere Gestalt
angenommen hatte. Am Abend wurde eine zweite Zeich-
nung gemacht, aber sie glich der ersteren nur in den
Hauptzügen: in der Mitte eine sehr bewegte photosphä-
rische Masse; nach aussen hin ein Kranz weit geöffneter
Schlünde, unter denen die vier grösseren augenscheinlich
sich noch an derselben Stelle befanden wie am Morgen.
Des anderen Tages hatte sich das Aussehen des Flecks
augenscheinlich geändert. Die Fig, 19 giebt eine An-
schauung von dieser neuen Gestaltung. Man erkennt durin
noch immer die vier Hauptcentra, aber sie scheinen sich
zu zweien zusammengesellt und durch gewundene Risse

Sr helle», Spectralanalyse. II. 4

Dk i>|>ec^tr«lani1jiiit

mit einander vereinigt zu liabeii. Die Höhlung h int deut-
lich erkennbar und vou der grossen Spulte durch eäw
aus gewöhnbcher photosphariscber Materie gebildete Ein*
scbiiürung getrennt Die beiden anderen Punkte « oad i
sind noch vereinigt, aber schon besser entwickelt; die
mittler» Masse ist in die Länge gezogen und ihr Aosseiia
erinnert an das eines Slriuigef> gekämmter Baumwolle, deo

Fig. 19.

man nach beiden Seiten ausgezogen hat Dieser Ver
allein ist geeignet, von der Erscheinung, die wir abzubitda
verbucht haben, eine Vorstellung zu geben. In 24 Stunden
hatten sich die Dimensionen des Flecks bedeutend geändert;
die Länge war fast die doppelte geworden und betrug
147 Secunden. Die folgenden Tage entwickelte eich die
Masse, welche die vier Hohlen trennte, zu einer Art_
Hof. über welchen einzelne leuchtende Körner i

T auBgestF«^^

Dur Iclcakoplschc Anblick d<?l- SoiinnnDherfllli:he. 51

Viek' Sonnentlcicke siDd voii eiti(^ui weuiger duoklen
Saume umgeben, Jeu man Pcmumbra i Halbschatten) ueiint
und der in seiuen äusst:reu Umiissen ziemlitli den Um-
rissen des eigentlichen Klecks i'olgt. Bisweilen wird die
Penumbra von hellen Streifen durchzogen, welche nahezu
radial gegen den Kemtleck gerichtet sind, gleichsam als
ob eine Menge von Strömungen irgend einer leuchtenden
Materie die danimartigen Halbschiitten diirchbroehen hiittp,

nui sich in deu Abgrund des Kerns zu stUrzen. Ebenso
wiril der Kern selbst häufig von einem oder raehi-ereii
breiten, hellleuchtenden Bändern, Brücken genannt, dmch-
zogen und dadurch in mehrere Theile getheilt ffiyy. 20, ^/J.
Ausser den dunklen Flecken und meist in der Nähe
derselben zeigen sich auf der SonDenoberfläche auch hellere
Stellen, Sonnenfackeln genannt. Sie sind in den meisten
Fällen die Begleiter von Sonnenflecken und zeigen sich
besonders an den äussersten Rändern des Halbschattens,
wenn der Fleck an dem Rande der Sonne angekommen
ist; dass sie aber nicht etwa die Wirkung des Contrastes

.-.3

Dil" Siioi'lnilannlyjio.

zwischen »lein ilunklen Fleck und seiner helileuchtenden
riiigelmiif; sind, beweist der Umstand, dasa nicht jeder
Fleck Ruine tackeln hat. und sehr häutig isolirt stehende
t'ackehi ;{eseheii werden, welche fast immer die Vorboten
eine» IUI diesen Stellen sich bildenden Flecks sind.

Fig. 22.

Flu'i'ki, nteh Cbaeo]

Auch die (lustidt der Fackeln ist wie die der Flecke
sehr mannigfaltig: meist erscheinen sie in zusammen-
gedriingter, lundlicher Form; oft abev bilden sie lange,
adonirt!^ verlaufende [.ichtstieifen. /•'»//. 2^, die von allen
Seiten in convergiicndcr lliclituiig mich einem Flecke hin-
laufen.

Der tüleskopische Anblick der Sounenoberflächc. 53

Fast imiiier folgt den kranzartig gestalteten Fackeln
in wenigen Tagen die Entstehung einer Fleckengruppe;
bei den namentlich am Sonnenrande vielfach wahrnehm-
baren aderartigen Lichtwellen entwickelt sich zuerst eine
trübe, narbenartige Stelle und aus dieser bildet sich dann
meist ein einzelner oder mehrere Flecke, ja in einigen
Fällen kann man auf der Sonnenscheibe an der sich stei-
gernden Lichtintensität den Ort im Voraus bestimmen,
wo sich ein Fleck bilden wird.

Wenn man am Sonnenrande einen Fleck in der Mitte
der ihn umgebenden Fackeln beobachtet, so kann man
sich kaum des Eindrucks erwehren, als befände sich der
Fleck in einer Vertiefung zwischen glänzenden ihn über-
ragenden Bergen, und Secchi hat am 5. August 1865
beobachtet, dass die Fackeln, als sie an dem Westrand der
Sonne ankamen, als kleine Hervorragungen und Unregel-
mässigkeiten über den fast scharf begrenzten Sonnenrand
hinaustraten.

Obgleich der wahre Zusammenhang zwischen Fackehi
und Flecken noch nicht vollständig erkannt ist, so lässt
sich doch aus diesen Beobachtungen mit einiger Sicher-
heit schhessen, dass die Flecke auf der Sonnenoberfläche
tiefer Hegen als die Fackeln, und dass die letzteren berg-
artige Erhöhungen der die Photosphäre bildenden leuch-
tenden Materie sind, welche den Fleck in weiter Umgebung
wallartig zwischen sich einschliessen.

Die Figg. 18 und 19 sind die Abbildungen einiger
Sonnenflecke, welche Secchi beobachtet und gezeichnet hat.
Man erkennt darin alle Einzelheiten, die ein Fleck dar-
bietet, die Halbschatten in ihren vei-schiedenen Formen
und die Umgebung des Flecks oder die granulirt aus-
sehende leuchtende Oberfläche der Sonne. Letztere nennt

54 D'iv Spertralanalyse.

man die Photf^y^fhärtr^ ohne mit dieser BezeicLiiung ir^tuJ
eine tKstimmte Ansicht über die physische Beschaffen-
heit dersellK^n. üher ihre Zusanmieiisetzung oder ihiHi
AggregatzustanJ zu verbinden. Die Photosphäre ist gaiu
mit Poren oder mit kleineren Stellen bedeckt, welchr
weniger leuchten al> die übrigen Theile; hier und da
machen sich in derselben einzelne grössere Partien be-
merkbar: die eintm, mit schwarzem Kerne und dunklen
Halbschatten, die eigentlichen Sonnenßecke; die anderen,
von grösserem Glänze als die umgel»enden Theile der Photo-
Nphäre, die Sonn*>nfark4-1 n : letztere l>egleiten in der Regel
<lif Fleeke oder gehen der Bildung eines Flecks voraus.

Die grosse Veränderlichkeit eines Sonnentlecks sehen
wir .luch aus Nr. I bis 4 der Fig, 23 j die sich alle aul
linen und denselben grossen, mehr als 10000 deutsche
(iuadratmeilen umfassenden Fleck beziehen, der sich im
.I.ihre 1?<G.'> aut' der Sonne zeigte. Xr. 1 bis 4 zeigen die
(iestalt dieses Flecks an den Tagen des 7. October, wo er
aul der östlichen (linken) Seite in die Sonnenscheibe eiu-
trat, des Hl October, des 14. October (centrale Ansicht*,
wo sich bereits eine den Kern theilende Brücke gebildet
hatte, und des IG. October.

Bei seinem ersten Erscheinen am Ostrande der Sonne
hat der Fleck häufig die Gestalt eines schmalen dunklen
Striches, meist länger als breit. In den ersten nachfolgenden
Tagen scheint er sich nur langsam nach der Mitte der
Sonnenscheibe hinzubewegen : seine Geschwindigkeit wächst
indessen von Tag zu Tag, bis er die Hälfte seines schein-
baren Weges auf der Sonnenscheibe zurückgelegt hat.
Von da ab nimmt seine Bewegung langsam ab, bis er
wi(»der in der Form <ines schmalen Striches am entgegen-
gesetzten (westlichen) P'.nde <les Sonnenrandes verschwindet

Komml nicht selten vor, dass ein iiuil deraelbt; Klet-k.
den man am West ran de hat verschwinden sehen, nsifh
Verlauf von circa vierzehn Tageu um üstronde vriedei-

.*)(> ]>it' SptM'tralaualvse.

zum Vurscheiii kommt, um nach abermal Tierzehu Tagen
zum zwoit(»umale am Westrande zu verschwindeD, eine Er-
scheinung, die keinen Zweifel mehr darüber zulässt, dass
die Flecke der Oberfläche der Sonne angehören und diese
selbst sich um ihre Achse dreht Wenn man bei dieser
Bewegung der Flecke noch die Zeit in Rechnung zieht
weh:he die Erde bei ihrer Bewegung um die Sonne ge-
braucht, so ergiebt sich für die Sonne nach Spöreb eine
mittlere Hotatioiiszeit von 25 Tagen 5 Stunden 38 Minuten.

7. N'rrinutliuufiCdi über die Natur der Sonnenflecke
,auf (ii'und der teleskopischen Beobachtun^n.

Schon gleich nach Entdeckung der Sonnenflecke
wurden Vermuthungen über das Wesen derselben auf-
gestellt (lALiLKi erkliirte sie einfach fiir Sonnenwolken;
DoMiMcrs Cassini hielt sie lür Sonnenberge, die dadurch
sichtbar würden, dass sich das Lichtmeer der Sonne ge-
legentlich senke. Der i'farrer Schulen zu Essingen bei
Aji1(Mi in Wüittemberg si)rach zuerst 1770 öffentlich die
Ansicht aus, die SonneiiHecke seien Vertiefungen. „Drei
grosse Flecke," schrieb er, „welche den 26. März (1770),
als sie das ei-sti' Mal von mir erblickt worden, gegen die
ostliche Seite zu, etwas von der Mitte des Sonnenkörpers
entfernt, stan(l(;n, öt<.'llten mir euie besonders merkwürdige
10rsclH»inung dar. Sie Hessen gar deutlich bemerken, dass
es kein(^ auf der ObeiHiiche der Sonne sich befindende
Körjx'r waren, die als eine dunkle Materie auf derselben
seliwämmen, sondern wirkliche Vertiefungen in der Sonne,
(leren Mündung dunkler als das Uebrige des Souuenkörpers
aussall, und etwas koniach (jefovmf^ nach einer finstem
schwar/en Oettnung zu, die sich in der Mitte zeigte» ginge.

Veriuuthuugeu über die Natur der Sonnenflecke. 57

Kurz, sie stellten mir Höhlen und Abgründe in der Sonne
mit der deutlichsten Wahrnehmung vor. Der mittlere
unter diesen drei Flecken schien am meisten zu bekräf-
tigen, dass man wenigstens diese, die ich bemerkt, als
Vertiefungen anzusehen habe. Bei denselben ging die
Vertiefung nicht wie bei den anderen geradezu in die
Sonne, sondern etwas schief, und zwar so, dass die Mün-
dung (oder die sich erweiternde Oeflfnung) nach der öst-
lichen Seite gerichtet war und die innere schwarze Oefi-
nung etwas bedeckte, da der Fleck nach ostwärts stand.
Als ich den Fleck den 29. März nach der westlichen
Seite zu erblickte, entdeckte sich die schwarze Oeffnung
ganz und man konnte auch das Stück von der Mündung
sehen, welches, da der Fleck ostwärts war, nicht zu be-
merken gewesen. Diese Bemerkung dünkt mir wichtig,
weil sich die Vertiefung zu beiden Malen gerade so an-
sehen Hess, wie es bei ihrer ostwärtsgehenden schiefen
Richtung optisch sein sollte. Mehr als hundert Beob-
achtungen überzeugten mich dergestalt, dass diese Flecke
wirkliche Vertiefungen waren, dass mii' nicht der geringste
Zweifel mehr übrig blieb."

Aehnliche Wahrnehmungen machten 1774 Alexandek
Wilson und später Fb. W. Hebschel, und besondere letz-
terer betonte mit Nachdruck, dass die SonnenHecke tiichter-
förmige Vertiefungen seien. Der Grundgedanke hierbei ist
folgender. Wenn ein SonnenHeck sich auf der Oberßächc
des Sonnenkörpers befände und im Osten anfängt sichtbar
zu werden, so müsste bei der Rotation desselben von Osten
nach Westen der voranschreitende westliche Theil der
Penumbra zuerst erscheinen, dann der Kernfleck mit seinem
westlichen Theile auftreten, dieser selbst in der Richtung
von Westen nach Osten grösser werden und endlich der

r,8 Die Spectralanalvse.

von (h*r Ftichtnng der Selilinie am weitesten entfernte öst-
Vuhfi Tlieil df*r Penumbra sich entwickeln. Ebenso müsst«^
bei seinem Verschwinden am westlichen Sonnenrande der
vorarjschreitfMide westliche Theil der Penambra zuerst rer-
schwiridim, die westliche Penumbra immer kleiner werden.
dann dr?r Keiiifleck in der Richtung von Westen nädk
Osten immer mehr abnehmen und endlich der nach-
ziehende östli(!}ie Theil der Penumbra zuletzt don Auge
ents<:hwinden.

Die Beobachtung jedoch zeigt das gerade Gregentheil
hiervon. Beim Auftreten des Flecks am Ostrande erBcheiiit
der ÖKtliche Theil der Penumbra zuerst, dann folgt in der
Form eines länglich gezogenen dunklen Striches der Kern,
(h;r sicli in der Richtung von Osten nach Westen nadi
und nach erbreitert, bis endlich, wenn der Kern schon
ganz sichtbar ist, die westliche Seite der Penumbra an-
fangt sich zu entwickeln. Beim Verschwinden des Flecks
an d(;m westlichen Rande der Sonne nimmt der östliche,
dem Mittelpunkte der Sonnenscheibe zugekehrte Theil der
P(;nunibra zxutvHt ah und der Kern schrumpft wieder zu
einem länglichen schmalen Streifen zusammen» während
die westliche Seite der Penumbra noch beinahe in voller
(irnsHv. (erscheint. Erst wenn der Keni ganz yersch wunden
ist, nimmt auch die westliche Penumbra mehr und mehr
ab, bis auch sie endlich dem Auge entschwindet.

In der Fif/, 24 (I) sind die verschiedenen Formen, in
w(!lchen ein mit einem Hof versehener Fleck von der Zeit
seinrjs ersten Auftretens am östlichen Rande der Sonne
bis zu seinem Verschwinden am westlichen Rand derselben
zu erscheinen ])fiegt, dargestellt. Sie zeigen, dass die An-
nahme, der Fleck li(»ge oberhall) des Sonnenkörpers als
Wolke in der Soimenatmosphäre, oder er befinde sich

ullini

luif der ÜberHiiclio
(liTSseiben. iiidit
statthaft ist; ili'' I
beobachteten Ki-
scheinuugeu (in-
den aber sofuil
ihre Erklartint;.
wenn mau ;m-
nimmt, dass dii
Fleck üin«; keg,;!-
förmige Vertiefung
in der äusseren
Sonuenolierfliiche
(der Photospbliif; I
ist, die sich von
innen nach aussen
erweitert und in
iliren tieferen Stel-
len die Ursaclic
des dunklen Kerns,
in ihren seitlichen
Böschtingen abri-
dasjenige enthält.
welches uns iil>
Penumhra er-
scheint. In dfr ,
Fig. 24 (II) sind |
solche kegelibr-
mige VertJefnugen i
auf einer Kugel
perspeetiviacb ge-
zeichnet, wie sie '

(',() Die Spectralanalyw.

ih'M clarübcfi* bctiiidlicheii Fleckenformen der Sonnenscheibe
entsprechen. Dass die Grösse des Flecks in der Wirklich-
keit ein anderes Verhältniss zur Grösse der Sonne hat,
als e« behufs des leichteren Verständnisses in der Figur
angenommen ist, versteht sich von selbst.

Im Vorstehenden ist die Art und Weise der Ver-
änderung im Aussehen der Sonnenflecke schematisch dar-
gi'hUillt worden. So einfach und rein wie hier angenoni-
HK^n zeigt sich die Erscheinung niemals. Die Ansichten
darüber, ob die Flecke Höhlungen sind im Sinne Wilsox's
und IIkhsciikl'h, oder ob dies nicht der Fall ist, sind des-
halb noch immer getheilt. Kirchhoff, dem sich Professor
SiMiuKit, riner der Heissigsten Beobachter der Sonnenflecke,
im Laufe seiner Untersuchungen immer mehr und mehr an-
geschloHsijn liat, hält diese Gebilde für wolkenartige Con-
d(?ns5itionen in der Sonnenatmosphäre, welche durch Wänne-
ausstralilung in ähnliclier Art entstehen, wie sich in der
Krdatmospliäre der Wasserdampf zu Nebel und Wolken
gestaltet. Wenn sich solche Wolken über die glühende
und leuchtende SonnenoberHäche erheben, entziehen sie
uns an diesen Stellen das Licht der Sonne; es ist dann
ganz natürlich, dass sich diese Wolkengebilde, wie sie sich
reg(?ll()s bilden, so auch regellos verdichten oder auflösen,
j«j nachdem sie von wärmeren oder kälteren Gasströmen
getroffen w(»rden.

Diejenigen Physiker, welche über die physische Be-
schaffenheit d(T Sonne anderer Ansicht sind als Kibchhoff,
und, wie Faye, den eigentlichen Sonnenkern für einen
nicht leuchtenden Gasball halten, haben auch über die
Natur der SonnenHecke eine andere Ansicht, die im Wesentr
liehen darauf hinausläuft, dass diese Flecke Risse oder
Oeffnungen und Vertiefungen in der den dunkleii Gasball

Vermuthnngen über die Natnr der Sonnenflccke. Gl

umhüllenden, leuchtenden Photosjfhäre sind, durch welche
man auf den dunklen Sonnenkörper hinabsieht.

Spöreb erkennt neuerdings auch feste Verbrennungs-
producte in den Flecken an und Professor Zöllner er-
klärt sie für schlackenartige Massen, die durch überwie-
gende Wärmeausstrahlung auf der glühendflüssigen Sonnen-
oberfläche entstanden und sich infolge der durch sie
selber in der Sonnenatmosphäre erzeugten Gleichgewichts-
störungen wieder auflösen. „Sind diese Störungen," sagt
er, „nicht nur locale, sondern allgemeiner verbreitete, so
ist in Zeiten solcher allgemeiner atmosphärischer Bewegun-
gen die Bildung neuer Flecken wenig begünstigt, weil als-
dann der Oberfläche die wesentlichsten Bedingungen zu
einer starken Temperaturerniedrigung durch Ausstrahlung
fehlen, nämlich die Ruhe und Klarheit der Atmosphäre.
Erst wenn die letztere nach Auflösung der Flecken all-
mählich wieder zur Ruhe gekonmien ist, beginnt der Pro-
cess wieder von neuem und erhält auf diese Weise bei den
durchschnittUch für lange Zeitiilume als constant zu be-
trachtenden mittleren Verhältnissen der Sonnenoberfläche
einen periodischen Charakter. Jeder Fleck erzeugt durch
seine Existenz an der Sonnenoberfläche eine Oertlichkeit,
woselbst die Temperatur beträchtlich niedriger sein muss
als an den nicht befleckten Stellen. Die Grösse der auf
diese Weise stattfindenden Temperaturerniedrigung kennen
wir nicht und sie muss auch in einzelnen Fällen selbstredend
sehr verschieden sein, jedenfalls ist sie aber sehr beträchtlich.
Die hierdurch entstehende Gleichgewichtsstörung in der
Sonnenatmosphäre ruft natürlicher Weise Strömungen in der
letzteren hervor, die in absteigender und aufsteigender Weise
in Wirksamkeit treten müssen. Diese atmosphärische Be-
wegung begrenzt, wie Zöllner hervorhebt, mit ihrem auf-

62 Die Spectralanalyse.

steigenden Theile die äussere Umgebung der Flecke und
erzeugt durch das hiermit verbundene Aufquellen heissere
Theile der Sonnenatmosphäre über dem gewöhnlichen
Niveau der continuirlich wirkenden Gasschichten, die
Sonnenfackeln, Die niedersteigenden Strömungen bewegen
sich gegen die Fleckenobei-fläche hin und erleiden schon
in der Höhe infolge der veränderten Wärmestrahlung
von unten eine Abkühlung, als deren Resultat die Aus-
scheidung eines gewissen Theiles der aufgelösten Dämpfe
in Form von Wolkengebilden nothwendig erfolgen muss.
Diese Wolkengebilde umgeben in einer gewissen Höhe die
Grenzen des schlackenartigen Flecks und erscheinen uns
aus der Feme geaehen gerade als das, was man Penumbra
oder Halbschatten nennt. In der That zeigen diese Pen-
umbra auch meist bei hinreichender Vergrösserung eine
gegen das Centrum der Flecke gerichtete Stratification,
und da der Fleck in einzelnen Fällen beträchtlich unter dem
obersten Rande der Penumbra liegen wird, so begreift man,
dass infolge der Sonnenrotation beim Näherrücken an den
Rand der Sonne eine optische Verschiebung auftreten kann.
Den Anschauungen von Spüree und Zöllner entgegen
stellte Secchi eine Theorie der Sonnenflecke auf, wonach
diese durch gewaltige Störungen und heftige Krisen im
Innern der Sonne entstehen, infolge deren ihre leuch-
tende Oberfläche durchbrochen werde und mehr oder
weniger regelmässige Höhlungen bekonmie, in die sich die
photosphärischen Massen von der Seite her hineinstürzen.
Die Dunkelheit des Kerns sucht Secchi dadurch zu er-
klären, dass er darauf hinweist, wie die (leuchtenden)
photosphärischen Massen bei ihrem Eindringen in den
lieissen Raum aus dem nebelartigen in den gasigen Zu-
stand übergehen, dadurch höre ihre Leuchtkraft auf, sie

Die spectroskopische Untersnchnng der Sonneuflecke. 63

würden unsichtbar und der Kern bleibe dunkel trotz des
fortwährenden Nachströmens leuchtender Materie. Die
Tiefe der Höhlung verursacht, dass sich eine dicke Schicht
solcher heissen Metallgase in ihr ansammelt und daher ein
grosser Theil des Lichtes, welches aus den noch tiefer ge-
legenen Theilen der Photosphäre ausstrahlt, absorbirt
wird; die Folge davon ist, dass die Höhlung selbst relativ
dunkel erscheint.

8. Die spectroskopische Untersuchung der

Sonnenflecke.

Wie wir gesehen haben, reicht die teleskopische Be-
obachtung der Sonnenilecke nicht aus, um über das Wesen
der letzteren zu unzweifelhaften Resultaten zu gelangen.
Hier kann aber die spectroskopische Untersuchung ergän-
zend einspringen, und in der That haben die Arbeiten von
HuooiNS, Secghi, Lockyeb und neuerdings von Young
wichtige Resultate ergeben. Um genaue spectroskopische
Untersuchungen der Flecke anzustellen, genügt es nicht,
in gewöhnlicher Weise das im Brennpunkte des Femrohrs
entstehende Sonnenbildchen mit dem Spectroskop zu be-
obachten, es ist vielmehr nöthig, das Bild des Flecks für
sich auf den Spalt des Spectroskops zu bringen. Dies
geschieht dadurch, dass man entweder mittels des Fern-
rohroculars oder, nach dem Vorgange von Secchi, mittels
eines Mikroskopobjectivs ein vergrössertes Sonnenbild er-
zeugt. In diesem Falle erblickt man ein Spectrum, wel-
ches von einem longitudinalen, dunklen Streifen durch-
zogen ist, dieser repräsentirt das Spectrum vom Kern des
Flecks. Beiderseits ist dasselbe umgeben vom Spectrum
der Penumbra, welches etwas minder dunkel erscheint.

«i

Dir SpedralnnuIvHe

Die Breite ilcs Streifens häogt iiatürlieli von dem Durch-
messer lies Flecks ab. In dem Fleckeiispectrum zeigen
nun viele Linien sehr merkwürdige Veränderungen, beson-
ders zwischen C und D, wo viele dunkle Linien an Breitv
und Dinikelheit zunehmen, wie es fiir die dojipelte O-Linie
die Fig. 2/> zeigt.

Die speelroskopischen Untei'siichuugen der Sitnnen-
Hec-ke sind indessen noch bei weitem nicht zum Absehjusse
gediehen, obgleich besonders Sbcthi dieselben niit grösser

Ausdauer fnrtgefiihrt bat. Als IleeulUit ^iner Arlieiten
giebt er folgende Zusammenstellung.

In der Nachbarschaft der Flecke umt besonders über
den Fackeln, welche die Flecke umgeben, sind die Wasser-
stofflinien stets schwächer als auf den übrigen Theilen
der Sonnenscheibe; zuweilen vei-schwinden sie daselbst
gänzlich und erleiden eine Umkehmng. Die C'-lAnie wird
am meisten hiei-von berührt; die ii-Linie verschwindet
scheinbar nicht so leicht und vollständig, weil sich eine
andere tUinkle Linie an sie anschiiesst, die nicht dem
Wasserstoff, soudern dem Eisen angehört und daher bei

Die spectroskopische Untersuchung der Sonnenflecke. 65

der Aufhellung der eigentlichen Wasserstofflinie be-
stehen bleibt; Lockykr jedoch hat constatiii, dass die
-F-Linie selbst unter Umständen eben so vollständig ver-
schwindet und sogar durch eine helle ersetzt wird, wie
die C-Linie.

Wenn eine Brücke den Kern durchsetzt und nament-
lich wenn gewisse rothe Schleier denselben überziehen, so
sieht man daselbst die C-Linie aufgehellt oder wenigstens
sehr geschwächt, wodurch ebenfalls die Anwesenheit von
lebhaft glühenden Wasserstoffmassen angezeigt wird.

In dem Innern der Flecke erleidet das Spectrum eine
bedeutende Veränderung; das gewöhnliche Aussehen der
dunklen Linien und das Verhältniss der Lichtintensitäten
an den verschiedenen Stellen desselben ist durchaus ver-
ändert Einige sonst kaum sichtbare Linien werden ganz
schwarz und sehr breit; andere erscheinen verwaschen
an ihren Rändern und wieder andere bleiben ganz unver-
ändert Die Fig, 26^ entworfen nach Seochi's Beobach-
tungen vom 11. und 13. April 1869, giebt eine annähernde
Vorstellung der Haupterscheinungen. Der dunkle Streifen
Nr. 2 ist das Spectrum des Kerns, in welchem sich zahl-
reiche Linien stark erbreitem und neue dunkle Bänder
und Linien auftreten: eines zwischen B und C, zwei zwi-
schen C und D und zwei zwischen E und F ; ausserdem,
was sehr bemerkenswerth ist, drei Paare von weniger
dimklen, fast hellen Linien im Grün zwischen b und F,
Der Streifen Nr. 1 repräsentirt das Spectrum der Brücke
mit den hellen, in das Spectrum des Kerns hinübergrei-
fenden Linien des Wasserstoffs. Der Streifen Nr. 3 be-
zeichnet das Spectrum des Halbschattens, in welchem die
dunklen Linien des Wasserstoffs wegen der theilweisen
Umkehr ung fehlen.

Schellen, Spectralanalyse. II. 5

Die B(iectruakopiiichB Uut

thang d«r S

' uebeliff

FiiBtdic.

Bchttrf^ Begrenzung, ii

Wird der Spalt des Spcctroskops von der Peuumbia
gegt^n den eigeiitiicheii Kern des Sonnenflecks vei-schoben,
HO nehmen die mebiUiM'hen Linien euccessive an Breite /ii.
Geht der Spalt über ['enumbra und Kern zugleich, so
sind die Linien auf dL>m Kern am breitesten, werden über
«Icr Peuunibra immer sc)imuler und laufen endlich spit:£
aus. Hieraus ergiebt sich also, Jasa die absorbireud wir-
keudf Schicht, welche diese Erlireiteruug der Linie er-

zeugt, mit der Annäherung an den Kern an Dicke oder
au Dichtigkeit zuninwit. Ausser diesen charakteristischen
Verändeiuugen, welche die Liuien erleiden, ändert sich
nach äEUcm auch die relative Helligkeit der einzelneu
Tbeile des Spectrums, besouders im Roth, im Uelb und
im Gruu. Ee bilden sieb dunkle Bänder, namentlich zwi-
schen den Linien B und C und in der Nachbai'scbal't
von D. Eine sehr merkwürdige Erscheinung, die auch
Skcchi gesehen hat, besteht darin, dass man bisweilen in
dem Spectrum des Kerns eines Flecks die beiden Natriam-
linien Oi und D^ umgekehrt, ako hell sieht, wie es die

CS I)ie SpettraUnalyHe.

n;icli einer am 22. Septt'iiil»ei" 1870 gemachten Beobachtung
vOD Yousü gezeichnete Fig. 28 zu erkeniien giebt; gleich-
zeitig sieht man dann noch die Liiiien C und F, oft auch
/>3 und noch sonstige Linien, z, B. Hy (2796 K.), Jj, b,,
h-i, b^; 1474 K. u. s, w, glänzend. Die Ursache dieser Er-
scheinung liegt nach Secchi darin, dasa zu solchen Zeiten
grosse und intensiv leuchtende Protuberanzen sich über den
Fleck ausbreiten und die hellen Linien dieser letzteren die
dunklen des Klecks überstralilen und in helle umkehren.

LocKVER fand hei e

I n>

1
L

■ii

Fleck, den er am 20. Februar
IDGit beobachtete, dass sowohl
die Maynetium-, als auch die
liariumlmütn eine Erhreite-
rung erleiden, und stimmt mit
Secchi darin nberein, dass
diese Verstärkung der FRAtra-
HOKKtt'schen Linien, wie sie
im Spectrum der Flecke vor-
konmien, von einer vermehr-
ten Absorption derjenigen Ma-
terien herrühre, welclie die Flecke bilden, und dass im
Allgemeinen die Flecke Veiiüfuwjai in der Oberfläche
dos SonnenkÜrpers sind, ausr/ffüllt mit verdichteten Massen
derjenigen Substanzen (Fisen, Calcium, Barium, Magnesium,
Natrium, Wasaeratoft), deren Linien im Spectrum eine Er-
breiterung und grössere Verdunkelung erleiden, und über-
ratft von dem leichteren Wasserstofigase,

Endlich hat auch Professor C, A. Yoirao io Princeton
('S. .]., U, St America) bei einer am S. April 1870 an-
gestellten spectroskopischen Untersuchung einer grossen
I'"lecki^rigru|)pc gefunden, dass die Wasserstofflinien C und F
auf dem Kerne umgekehrt wurden und leuchtend erschienen.

Die »pectroskopische Untersuchung der Sonnenflecke.

C war sehr hell, F weit schwächer; die übrigen Wasser-
stofflinieu Hy (2706 K.) und m oder li (3365,5 K.) wurden
nicht umgekehrt, schienen jedoch etwas feiner zu sein.
Ebenso fand er, dass viele dunkle Linien sich erbreitert
hatten und dunkler waren, andere dagegen sich nicht
verändert hatten. Zu den letzteren gehörten a, J?, £,
1472 (K.), die Linien -6, 1691 (K.) und G, Die beiden
Natriumlinien Z>| und Z>2, sowie 850 (Eisen) waren deut-
lich, wenn auch nicht bedeutend erbreitert

Am meisten zeigten sich folgende Linien von der ver-
stärkten Absorption der Fleckenmaterie afficirt: 864 (Ca)^
877 (Fei), 885 (Ca), 895 (Ca), 1580 (Ti), 1589 (Ti),
1627 (Ca) und 1629 (Ti). Die Titanlinien, welche nach
Angström's Atlas identificirt wurden, traten besonders
stark hervor, was um so bemerkenswerther ist, als sie im
gewöhnlichen Sonnenspectrum nicht bemerkbar sind; ähn-
liches gilt auch von den GalciumUnien.

Im October 1877 wurde auf der Sternwarte zu Green-
wich ein Sonnenfleck spectroskopisch beobachtet, der eine
aussergewöhnliche Anzahl von Veränderungen der Spectral-
linien zeigte, wie folgende Tabelle angiebt.

Zahl der

Element

beobachteten
Linien

Charakter der Veränderung

Calcium

Sehr viel dunkler. Nahe von doppelter
Breit«.

Natrium

Sehr viel dunkler. Die zwei Linien fast
über dem Kern zusammen.

Titaninm

Sehr viel dunkler. Nahe doppelt breit.

Eisen

Breiter und dunkler.

Barium

Etwa doppelt so dunkel und breit.

Magnesium

Breiter und dunkler.

Die Spektralanalyse.

Element

Zahl der

beobachteten

Linien

Charakter der Veränderung

Nickel

Etwas dunkler. Halb 8o breit als sonst

Chrom

Etwas dunkler und breit.

Wasserntoff

Viel matter und weniger bestimmt, um-
gekehrt in der Kachbarschaft nördlich
vom Centrum wie am 5. November.

Corona-Linie

Viel schwächer über dem Fleck.

Tellur. Banden

1
1

Nicht gesehen, weder hell noch dnnkeL
Band a breiter und dunkler.

Ausser der Zunahme und Breite der Linien wurden
auch Verschiebungen derselben gegen das rothe und blaue
Ende bemerkt, besonders bei den F- und 2)-Linien. Am
31. October erschien die i* -Linie; der Theil über der
nachfolgenden Hälfte des Flecks war gegen das rothe, der
andere gegen das blaue Ende verschoben. An dem dun-
kelsten Theile des Flecks waren die /^-Linien an der
rothen Seite verbreitert um die Hälfte des Zwischenraumes
Dl bis D.2n während die brechbare Seite scharf und nicht
merkUch verschoben war. Der Fleck wurde (nach wol-
kigem Wetter) zuerst am 30. October gesehen, als er auf
der Scheibe weit vorgerückt war, und Photographien wur-
den erhalten am 30. und 31. October, am 1., 2., 3., 4. und
5. November, während welcher Periode er nur geringe
Veränderung erlitt, ausser dass eine Gruppe kleiner Flecke,
die ihm nahe folgton, sieh am 5. November vereinigt
hatten und nur eine Gruppe von Fackeln hinterhesseu,
welche am 8. November nahe am Rande gesehen wurden.

Eine merkwürdige Thatsache ist die, dass gelegentlich
in dem Spectrum eines Sonnenflecks Linien auftreten,
welche im Spectrum der Sonne selbst nicht wahrzunehmen

Die spectronkopische üntersnchung der Sounenflecke. 71

sind. VooEL hat die Vermuthung ausgesprochen, dass
dieses, sowie die einseitige Verbreiterung einiger Linien,
vielleicht dahin deute, dass die Temperatur über den
Flecken so weit erniedrigt wäre, dass einige der EUe-
mente vorübergehend chemische Verbindungen eingehen.
Eine ähnliche Ansicht hat auch Young ausgesprochen,
wobei er bemerkt, dass nach der Beobachtung von Schuster
vorzugsweise die Spectra nicht elementarer Stoffe durch
derartige, einseitig verschwommene Streifen charakterisirt
sind. Die Spectra der Sonnenfackeln zeigen keine wesent-
liche Abweichung von denjenigen der benachbarten Theile
der Sonnenoberfläche, doch sind sie natürlich heller. Bei
einigen Fackeln ist jedoch die i'-Linie etwas gegen Violett
hin erbreitert

Die bisherigen Resultate der Spectralbeobachtuugen,
so wichtig und gehaltreich sie auch sind, stehen doch noch
zu vereinzelt und ohne den nöthigen Zusammenhang mit
den Ergebnissen der teleskopischen Beobachtungen der
Flecke und Fackeln da, um ein vollständiges Material für
die Elrklärung der Natur dieser Gebilde abzugeben. So
viel aber dürfen wir mit einiger Sicherheit schon jetzt
schliessen, dass die Erscheinung der Erbreiterung und des
Dunklerwerdens der FBAüNHOFEB'schen Linien, sowie das
Auftreten von neuen dunklen Banden in dem Spectrum des
Kerns nur von einer verstärkten Absorption seitens der-
jenigen Materien herrührt^ welche den Fleck ausmachen.

Indem das weisse Licht des Sonnenkems, welches be-
reits in der absorbirenden Schicht eine Absorption er-
litten hat, durch die Materie eines Sonnenflecks hindurch-
geht, erleidet es nochmals eine theilweise Absorption von
denjenigen Stoßen, die vorzugsweise und in grösserer
Menge in dem Fleck enthalten sind. Da nun die Cal-

72 Die Sptictralanalyse.

ciuiii- und die Eiseulinien des Fleckenspectrums besonders
stjirk, die Natriundinien in geringerem Grade und noch
weniger die Magnesiumliuien afficirt erscheinen, so kann
man scliliessen, dass die den Sounenfleck bildende Sub-
stiinz vorzugsweise au« Dämpfen von Calcium, Eisen, Titau,
Natrium, Barium und Magnesium zusammengesetzt ist, dass
jedoch diese Stoße in verschieden dicken Schichten und
in sehr verscliiedenen Verhältnissen daselbst vorkommen.

Dass das Wasserstolfgas bei den Flecken eine Haupt-
rolle spielt, zeigt das Spectrum aul' die unzweideutigste
Weise. In denjenigen Theilen, welche dem Kerne dicht
anliegen, also in der Brücke, wo eine solche vorhanden
ist, und in dem Halbschatten tritt die Einwirkung der
Wasserst off linien am entschiedensten auf. In dem Spec-
truni der Brücke (Nr. 1) erscheinen diese drei charak-
teristischen Linien //«, ////, lly als hellglänzend; in dem
S|)ectrum des Halbschattens (Nr. 3) fehlen sie oft ganz
und in dem Spectruni der reinen Sonnenscheibe und des
Kerns (Nr. 2) treten sie als die bekannten dunklen Fhacx-
noFKuVchen Linien C\ t\ nahe G auf.

Die Erklärung dieser Erscheinung ergiebt sich durch
die Annahme, dass von Zeit zu Zeit aus dem Innern des
glühenden Sonnenkerns Wasserstoft'gas nach aussen hervor-
bricht. Wegen seiner grossen Leichtigkeit wird sich dieses
(ias in ungeheuren Flammensiiulen (Protuberanzen) über
<lie absorbirende Dampfschicht der Photosphäre erheben,
bald darauf aber infolge der durch die Expansion ent-
stehenden Abkühlung chemische Verbindungen mannig-
faltiger Art, insbesondere mit dem Sauei'stoff eingehen und
dann theils unverbunden nach den Seiten hin abfliessen,
theils in seiner Verbindung mit dem Sauei*stoff (Wasser-
dampf) und mit den anderen Stoffen der Sonne gasige oder

Die spectroHkopiHchü Uiiiersnchuiig der Sonueuflecke. 73

dampfförmige Massen darstellen, welche sowohl ihrer Natur
nach als infolge fortwährender Abkühlung dichter sind
als das WasseistoflFgas, und durch ihre Schwere nieder-
sinken. Dass der aufsteigende Gasstrom eine Menge von
solchen Stoffen, die im Sonnenkern und in der absor-
birenden Dampfschicht (der Photosphäre) vorhanden sind,
mit sich fortreisse und in die Höhe führe, ist natürlich;
wenn diese Substanzen selbst glühend in dem glühenden
Wasserstoffgase in hinreichender Menge vorhanden sind,
werden wii* ihre charakteristischen Linien als helle leuch-
tende Linien in dem Spectrum der Flammensäulen wahr-
nehmen können. In der That sind derartige Linien zu-
gleich mit den hellen Linien des Wassei^stoffs während der
Sonnenfinsternisse in den Protuberanzen, von denen später
die Rede sein wird, beobachtet worden, und werden jetzt
täglich bei Sonnenschein, zuweilen in grosser Zahl, auf der
Sonnenscheibe wahrgenommen.

Wenn die Heftigkeit der Gaseruption nachgelassen
hat, dampfförmige Niederschläge mannigfacher Art erfolgen
und vielleicht chemische Verbindungen ihr Spiel beginnen,
so tritt die Bildimg des Flecks ein. Die schweren Theile
dieser Niederschläge sinken nieder und bilden an den
Stellen der grössten Verdichtung den Kern eines Flecks,
an den weniger dichten Randtheilen desselben den Halö-
ifchatten. Aber auch der dampfförmige Kern lässt, unge-
achtet er uns fast schwarz erscheint, noch eine Fülle des
Sonnenlichtes hindurch, ja nach begründeten Vermuthungen
strahlt ein schwarzer Kernfleck immer noch vieilausendmal
so viel Licht aus als eine gleich grosse Fläche des Voll-
mondes. Die Resultate der Spectralanalyse sind damit im
Einklänge, denn auch der schwärzeste Kern giebt noch ein
Spectrum mit allen Einzelheiten des vollen Sonnenlichtes.

71 Die Spectralanalyse.

Wo der Fleck von den darüber luDfluthenden photo-
spbärischei) Massen durchbrochen wird, bildet sich eine
bogenaiinte Brücke, ein hellleuchtender Streifen, welcher
den Fleck und den Halbschatten durchsetzt. Die Licht-
strahlen des glühenden Wassersto£fs, welcher aus den be-
nachbarten Theilen der Brücke, an den Rändern des Flecks
ausströmt und sich über die absorbirende Schicht der
Brücke ergiesst, werden nicht weiter absorbirt und über-
strahlen die dunklen FfiAUNHOFEB'schen Linien C, ^, nahe
G; diese Linien werden daher in dem Spectrum der Brücke
fNr. 1) aus dunklen in helle umgekehrt In dem Kerne
des Flecks ist der freie Wasserstoff nicht mehr in hin-
reichender Fülle vorhanden und auch die Temperatur ist
zu gering, als dass seine Linien //a, /?, y die dunklen
FRAUNHOFER'schen Linien C, jP, nahe Q zu überstrahlen
oder auch nur erheblich zu schwächen vermöchten; da-
gegen reicht die Lichtfülle und die Temperatur des Wasser-
stoffs in den zum Halbschatten gehörigen Theilen noch
hin, dass seine drei hellen Linien, mit den genannten
dunklen Linien C, jP, nahe G coincidirend, diese bis zur
Intensität der benachbarten Lichtregionen des Spectrums
aufhellen und daher unsichtbar machen. In dem Spectrum
der Brücke (1) erscheinen daher diese Linien meist hell,
in dem des Kerns (2) bleiben sie dunkel, in dem des
Halbschattens fehlen sie oft ganz.

Die verschieden grosse Veränderung, welche die Linien
des Wasserstoffs, des Magnesiums und des Natriums, des
Calciums und des Eisens in dem Spectrum des Kerns er-
leiden, scheint anzuzeigen, dass in den wolkenartigen und
(lami)fionnigen Gebilden, die den Fleck ausmachen, die
neuen Verbindungen sich nach Massgabe ihrer specifischen
Schwere in verschiedenen Schichten übereinander lagern.

Die spectroskopische UuterHuchuug der Souneuflecke. 7f5

Das Wasserstoffgas nimmt danach die höchste Stelle ein;
Wasserdampf, Magnesium und Natrium folgen in dünneren
Schichten darunter; die schwereren Calcium-, Titan- und
Eisendämpfe bilden die tiefere und dickere Schicht, die
Basis des Flecks.

Die Bildung eines Flecks wird hiemach einer Wasser-
stofferuption bald nachfolgen; der Fleck selbst ist eine
dichte, wolkige, vielleicht breiartige, mannigfach zusammen-
gesetzte glühende Masse, welche durch ihre Schwere in
die den äusseren Theil des Sonnenkörpers ausmachende
Photosphäre auf eine gewisse Tiefe hineinsinkt, das Licht
der noch darunter befindlichen Photosphäre theilweise zu-
rückhält und daher sich für unsern AnbUck als dunkle
Masse auf der Sonnenscheibe projicirt, wie selbst das un-
gemein intensive Licht des im Knallgase weissglühenden
Kalkes, das DnuMMOND'sche Licht, gegen die Sonne ge-
sehen, uns schwarz erscheint.

Die ungeheuren Dimensionen, welche diese dichten
Dampfinassen zuweilen nach allen Richtungen hin ein-
nehmen, lassen ihre relative Beständigkeit, welche nicht
selten während mehrerer Sonnenumdrehungen andauert,
erklärlich finden. Für ihren Untergang können wir theils
das Hineinströmen der photosphärischen Massen in die
Tiefe des Flecks, theils das völlige Versinken der Dämpfe
in die tieferen Regionen des Sonnenkems hinein und in-
folge übergrosser Erhitzung die dadurch herbeigeführte
neue Dissociation der Verbindungen in die einzelnen Ele-
mente als Ursache annehmen.

Wir sind weit davon entfernt, in den vorstehenden
Gedanken eine alle Erscheinungen der Sonnenflecke um-
fassende Erklärung finden zu wollen. Wenn es gewiss von
höchstem Interesse für uns ist, die physische Natur des-

7t> l>ie Spertralanalyse.

jenigeii Himmelskörpers näher kennen zu lernen, der uns
Licht, Wärme, Bewegung und Leben giebt, so müssen wir
uns anderseits doch sehr hüten, dasjenige fiir Wahrheit
und Wirklichkeit zu halten, was zunächst nur das Resultat
unserer Combinationen ist, und dieses um so mehr, wenn
unsere Speculatiouen nur auf Beobachtungen beruhen, die
vereinzelt dastehen und des Zusammenhanges mit dem
grossen Ganzen, zu welchem sie gehören, noch entbehreo.
Die soeben entwickelten, aphoristisch dargestellten Ideen
sollen daher auch nur dazu beitragen, die bisherigen Re-
sultiite der Spectralbeobachtungen einigermassen zu erläo-
tern, dieselben auf eine ungezwungene \Veise zu interpre-
tiren und mit den nachfolgenden Ergebnissen der Sonnen-
tinsteruisse seit löG8 in Zusammenhang zu bringen.

9. Sonnenfinsternisse.

Die Ursache, dass unsere Kenntnisse von der Natur
der Sonne noch so lückenhaft sind und dass selbst heute
zwischen fast diametral gegenüberstehenden Ansichten noch
nicht mit völliger Gewissheit entschieden werden kann.
liegt zum grossen Theile darin, dass das blendende Licht
der SonnenoberHäche oder der Photosphäre für gewöhn-
lich die übrigen leuchtenden Theile, die in der Umgebung
des Sonnenrandes vorhanden sind, überstrahlen und diese
daher auch in den stärksten Fernrohren unsichtbar bleiben.
Ein Abblenden der Sonnenstrahlen durch Zwischenschiebeu
einer undurchsichtigen Scheibe führt nicht zum Ziele, weil
das diffuse TatpisUcht dadurch nicht beseitigt werden kann
und dieses ebenfalls gegenüber dem schwachen Lichte der
Sonnenumgebung zu intensiv ist. Anders stellt sich die
Sache während der Dauer einer totalen Sonnenfinstemissy

Sonnenfinsternisse. 77

WO der Mond die ganze Sonnenscheibe bedeckt und ge-
wisse Strecken der Erdoberfläche in seinen Schattenkegel
einhüllt. Dem von dem Lichte des Tages nicht mehr be-
hinderten Beobachter zeigt sich dann in der Umgebung
der Sonne eine Reihe von Einzelheiten, die er sonst nicht
wahrzunehmen vermag und deren Erkenntniss vorzugsweise
geeignet ist, über die Natur und die physische Beschaffen-
heit der Sonne Licht zu verbreiten.

Wenn im Beginne einer totalen Sonnenfinsterniss der
Mond auf seinem Laufe von West nach Ost vor die Sonnen-
scheibe . tritt, so bemerkt der Beobachter bei directem
Sehen den Eintritt der Mondscheibe auf der westlichen
(d. h. rechten) Seite der Sonne; bedient ersieh dabei eines
astronomischen Fernrohrs, so erscheint das Bild darin
umgekehrt und die Verfinsterung beginnt scheinbar auf
der linken Seite. Bleiben wir bei dem ersteren Falle, so
rückt der Mond von West nach Ost vor der Sonnenscheibe
weiter und die Verfinsterung nimmt zu, bis der Mond in
gewissen Fällen mit seinem voranschreitenden östUchen
Rande die ganze Sonne bedeckt und auch die letzten
Strahlen auf der Ostseite der Sonne verschwinden. Zwi-
schen diesem Momente, dem Beginne der totalen Finster-
niss, und demjenigen, wo der nachfolgende westliche Rand
des Mondes die Westseite der Sonne berührt und gleich
darauf die ersten Strahlen wieder auf der Westseite der
Sonne hervorbrechen, liegen oft nur wenige Minuten. Aber
um ihrerwillen rüsten die Nationen umfangreiche und kost-
spielige Expeditionen aus und die ganze gelehrte und ge-
bildete Welt folgt ihnen mit Spannung, einestheils, weil
sie ein kostbares Material für die Erforschung unseres
Centralkörpers verheissen, anderntheils, weil die Hebung
dieses Schatzes eine Frage des Wetters ist und ein kurzer

7^ Dii^ ?jp«iftrdUiiialyse.

Wolkeii>5chIeier oder ein flüchtiger Nebelstreif alle
wanrltPn Müheu uDd Kosten vereiteln kann.

Wir wtiU*fii uns nicht durch eine Schildemn
jrriigeii Veräiultjrungen aufhalten, die während des
schreitens der Finsterniss in dem landächaftlichec
vor sich gehen, noch des tiefen Eindrucks EIrwi
thun, welchen das plötzliche Verschwinden des
StiiinenstrahLs und das eben so plötzliche Wiedererst;
ths Lichtes auf die Menschen und Thiere macht.*

Der Durchmesser des Schattenkegels, welche
Mond nach der Ertle zu wirft, beträgt an der Stel
♦ir die P^dobertiäihe trifft, zu dieser Zeit für die Aeq
grgenden nur etwa dreissig deutsche Meilen, aber
Schatten bleibt auf der Erdobeilläche nicht stehen.
einem etwas erhöhten Standorte sieht man den Seh
kcgel des Mondes mit ratender Geschwindigkeit 1
kommen, und das Gefühl, als ob ein materieller C
stand, wie ein ungeheurer Rauch, über die Erdober
fortstürme, erfüllt den minder eingeweihten Zuschaw
Angst und Schrecken. Wenige Augenbhcke vor da
ginne der Totalität werden die helleren Sterne sie
und der scharf begrenzte schwarze Mondrand zeigl
allseitig von einem meist niedrigen, aber sehr 1
silberweissen Ringe oder Lichthofe, der sogenannte]
ronuj umgeben. Von der Corona aus gehen nach
Richtungen hin in Höhe und Breite unregelms
wenig leuchtende Strahlenbündel, welche die
Mondscheibe wie mit einem Heiligenschein umgeben;
j)H[egt diesen ^"Strahlenkranz wohl auch die Glorie (^
aigrettes; zu nennen.

- r»'l)«T «lit's«' Kinzi'lheittMi s. iSer.chi-Schelleii: „Die öoune."
Hi.h>srig, (i. U'rsttTiiiann, löTli.

SonnenfixiHternisse. 79

Fig. 44 auf Seite 107 giebt ein von Dr. B. A. Gould
mit höchster Sorgfalt angefertigtes Bild der totalen Sonnen-
fiusterniss vom 7. August 1869, wie es sich in Des Moines
(Nordamerika) dem unbewafifneten Auge des Beobachters
darbot.

Wenn die Totalität der Finstemiss eingetreten ist,
sieht man an verschiedenen Stellen dicht am Mondrande
entweder einzeln oder zu unregelmässigen Conglomeraten
zusammengedrängt, wolkenartige Massen von rosenrother
oder blasskorallenrother Färbung, die Protvberanzen. Sie
durchsetzen in den wunderlichsten Formen die Corona,
bald als einzelne Auswüchse von ungeheurer Höhe, bald
als niedrige, aber weit am Mondrande hin verlaufende An-
schwellungen. Die ersten Protuberanzen gewahrt man in
der Regel auf der östlichen (linken) Seite der Sonne, wo
im Anfange der Totalität der Mond den Sonnenrand nur
eben berührt und die nächste Umgebung der Sonne noch
unbefleckt ist; in dem Masse, wie der Mond nach Osten
(0) hin fortrückt, werden dann auch die westlichen Theile
(W) der Sonnenumgebung frei, und es treten dann auch
hier die Protuberanzen in grösserer Zahl und in deutlich
ausgeprägter Entwickelung hervor.

Die früheste Erwähnung der Corona bei totalen
Sonnenfinsternissen findet sich bei Plutahch, der die trotz
der vollständigen Bedeckung der Sonne noch verbleibende
Helligkeit sehr richtig dem hellen Lichtkranze um die
schwarze Scheibe zuschreibt. Später erwähnt Müratori
die Corona bei einer Sonnenfinstemiss im Jahre 1239 und
fügt seiner Beschreibung sogar bei, dass man in der Nähe
des bedeckten Sonnenrandes eine feurige Oefi'nung gesehen
habe, was auf eine grosse Protuberanz deutet. Auch
Clavius erwähnt die Corona bei der Sonnenfinstemiss,

80 Die Spectralanalyse.

die er am 21. August 15G0 zu Coiinbra beobachtete. Die
früheste bestimmte Wahrnehmung einer Protuberanz machte
Stannyan aus Bern bei der totalen Sonnenfiiisterniss vom
12. Mai 1706, später beschrieb VASSE^^üs aus Gothenburg
in seinem Bericht über die Finsterniss von 1733 vier
röthhche Flecke von wolkenartiger Gestalt, die bei d»
Totalität ausserhalb des Mondrandes sichtbar waren.

Es unterliegt gegenwärtig keinem Zweifel mehr, dass
diese merkwürdigen Gebilde der Sonne angehören und
grossartige Anhäufungen einer glühenden gasigen Materie
sind, von welcher der ganze Sonnenkörper umgeben ist;
es kann daher nicht auffallen, dass sie während der kurzen
Dauer einer Finsterniss unter den Augen des Beobachters
ihre Form verändern; um so mehr Erstaunen erregt die
ungeheure Höhe, bis zu welcher diese Gassäulen über den
Sonnenrand hinaus aufwachsen können, eine Höhe, die fiir
einzelne dei*selben mehr als 20Ü00 deutsche Meilen beträgt

10. Photo^raphische Bilder der Soniien-

finsteniiss.

Ausser den für astronomische Zwecke, insbesondere
zur genaueren Ermittelung der Durchmesser von Sonne
und Mond und der Richtung des Moudlaufes wichtigen
Beobachtungen der Zeit des 1., 2., 3. und 4. Contactes,
nehmen während einer totalen Sonnenfinsterniss die Co-
roiia nebst Strahl rnkvanz und vor Allem die Protuheranz/eu
die Astronomen in Anspruch. Das ilülfsmittel der Beob-
achtung war frülier ausschliesslich das Fernrohr; bei der
grossen Sonnenfinsterniss vom 28. JuU 1851 wurde zuerst
von Busen am Königsl)erger Heliometer, dann und mit
grösserem Erfolge l^OO in Spanien an zwei verschietlenen

Photographische Bilder der Sonncnfinsteruiss. 81

Orten von P. Secchi und Warren de la Rue die Photo-
graphie augewandt.

Da die photograjjh Ischen Aufnahmen der Sonne mittels
eines Teleskops während der verschiedenen Perioden ihrer
Verfinsterung nicht bloss die einzelnen dabei auftretenden
Ei-scheinungen treu wiedergeben, sondern auch, wenn ihrer
mehrere nach einander und an verschiedenen, nicht sehr
nahe gelegenen Orten aufgenommen werden, ein deutliches
Bild des ganzen Verlaufes der Finsterniss und der wäh-
rend der Totalität eingetretenen Veränderungen liefern,
so werden die photographischen Apparate in Zukunft bei
allen bedeutenderen Verfinsterungen eine hervorragende
Rolle spielen.

Im Wesentlichen bestehen alle Vorrichtungen dieser
Art aus drei Theilen: 1) einem astronomischen Fernrohre;
2) einem Uhrwerke, um das teleskopische Rohr in einer
der Umdrehung der Erde entgegengesetzten Richtung der
Art zu bewegen, dass ein an das Fadenkreuz oder in die
Achse des Instrumentes eingestellter Stern ungeachtet der
Drehung der Erde diese Stellung im Rohre nicht verlässt,
und dass dieses Rohr ohne Zuthun des Beobachters der
scheinbaren Bewegung des Sterns oder irgend eines andern
Objects am Himmel genau folgt; 3) dem photographischen
Zubehör, welches sich für das Instrument auf eine Vor-
richtung beschränkt, die geeignet ist, die Cassette mit den
auf die gewöhnliche Weise präparirten Glasplatten an der-
jenigen Stelle aufzunehmen, wo sonst im Teleskope das
von dem Objective erzeugte Bild durch das Ocular direct
angeschaut wird, und die einen Mechanismus enthält, um
das Sonnenlicht nach Belieben nur einen kleinen Bruch-
theil einer Secunde oder mehrere Secunden laug auf die
präparirte Glasplatte einwirken zu lassen.

ScheUert, Spectralanalyic. II. [j

82 Die Spectralanalyse.

Je nachdem das Teleskop ein Reflector oder ein Re-
fractor ist, das Objectiv also aus einem Spiegel oder einer
Glaslinse besteht, befindet sich der photographische Theil
am oberen oder am unteren Ende des Tubus.

Die Fig. 29 zeigt das von John Browning in London
für das indische Gouvernement angefertigte photogra-
phische Spiegelteleskop, mit welchem Major Tennant zu
Guntoor die Sonnenfinsterniss vom 18. August 1868 photo-
graphisch aufgenommen hat. Auf dem Boden des Rohres
AA^ welches aus drei eisernen, durch zwei Flanschen CC
mit einander verbundenen eisernen Röhren besteht, ist
der versilberte Hohlspiegel B von Glas, Fig. 30y so ein-
gesetzt, dass man mit Hülfe von zwei nach aussen hervor-
ragenden Schrauben ihm leicht diejenige richtige Stellung
geben kann, bei welcher die von ihm nach dem Plan-
spiegel mn und von diesem nach dem seitlichen Rohre R
reflectirten Lichtstrahlen sich an der Oeftnung von JB
zu einem kleinen scharfen Bilde des beobachteten Gegen-
standes, z. B. der Sonne, vereinigen.

Das Teleskop ^^ ist auf der sogenannten DeclinattonS'
achse befestigt und am Ende dieser letzteren durch ein
Gegengewicht D contrabalancirt. Der Declinationskreis
befindet sich zunächst dem Gewichte D, E ist der auf
der Polarachse GG befestigte Stundenkreis; derselbe giebt
auf dem festen Nonius H die gerade Aufsteigung (Recta-
scension) an. Da die untere Seite dieses Kreises über drei
Frictionsrollen läuft, von denen zwei in der Figur sichtbar
sind, so ist die Reibung dieser der Erdachse parallelen
Polarachse so gering, dass zui* Bewegung derjenigen Theile
des Instrumentes, welche bewegt werden müssen und die
zusammen gegen fünf Centner wiegen, ein Gewicht von
neun Pfund, (his beim Punkte* // an die Declinationsachse

l'hiitogru|>hi*Gtie Blldur d^r äonucuSnatcrDiaii
Fig. 29.

angfliängl ist, ausreitlit. Das Gewicht des Teleskops und
seines Gegengewichtes D, sowie das des Kreises E und
des rlamit in Verbindung stehenden TiiebwerJces wird durch
das am Ende der Polarachse angebrachte (jcwicht A' im

84 Die Spectrnlanalyse.

Gleichgewichte gehalten. Diese Achse GG trägtydas Trieb-
rad / von Kanonenmetall, welches durch eine darunter
liegende stählerne Schraube ohne Ende in Bewegung ge-
setzt wird; das Achsenlager S dieser Schraube kann seit-
lich verschoben und dadurch die Schraube selbst nach
Belieben in die Zähne des Triebrades / eingerückt oder
daraus entfernt werden; letzteres geschieht, um das Tele-
skop mit der Hand in jeder beUebigen Richtung drehen
und auf den zu beobachtenden Gegenstand einstellen zu
können. Wenn, nachdem dies geschehen ist, die Schraube S
in das Zahnrad / eingerückt wird, dreht sich das Teleskop
nur unter dem Einflüsse des Uhrwerkes, welches in einem

Fig. 30.

. ...... ------- ^- - ._- ; s i«

...-t.. ^

Gang der Lichtstrahlen im Teleskope.

viereckigen. Kasten T von Bronze eingeschlossen ist, durch
das Gewicht U getrieben und durch einen Centrifugalregu-
lator K regulirt wird und ausschliesslich auf die Schraube
ohne Ende und damit auf das Triebrad / und die Polar-
achse GG einwirkt.

Wie Fig. 30 zeigt, werden die in paralleler Richtung
auf den Hohlspiegel B von QV'j Zoll Durchmesser auf-
fallenden Sonnenstrahlen so reflectirt, dass sie sich in einer
Entfernung von 5 Fuss 9 Zoll (Brennweite) vereinigen
würden. Vor diesem Brennpunkte aber steht der Diagonal-
spiegel m?i, der die couvergirenden Strahlen seitwärts re-
flectirt und in das Ocularrohr R bringt. Die Strahlen
vereinigen sich etwas ausserhalb des Rohres R zu einem

i'hotofp^phisrhe Blliler Aer SonnebfiimterniKii. 85

Punlcto, wenn der leuchtende Gegenstand ein Punkt, oder
nur sehr wenig grösser als ein Punkt ist; da aber der
Durchmesser der Sonne unter einem Winkel von ungefähr
Z2 Minuten erscheint, so ist das Bild derselben im Brenn-
punkte etwas grösser als % Zoll.

Das Ocularrohr R dient zur Aufnahme des photo-
graphiscben Theiles und enthält zu diesem Zwecke zu-
nächst ein Rohr c, Fig. 31, welches sich mit Hülfe von
zwei Federn / ganz genau anschliessend und ohne Licht

Fig. 31.

oder Staub durchzulassen vermittels der starken Schraube
d hin- und herschieben lässt Auf den Kopf dieses innern
Rohres c wird die Cassette ee, Fig. 32, mit der empfind-
lich gemachten Platte zur Aufnahme des photographischen
Bildes aufgesteckt. Die Einrichtung dieser letzteren ist
aus der Figur leicht zu erkennen. Nachdem der undurch-
sichtige Schieber b einwärts geschoben ist und damit die
vier feinen Silherfädeii bedeckt sind, wird die präparirte
Platte auf die vier in den Ecken befindlichen silliemen
Plättchen gelegt und die Thür a geschlossen. Die Cassette

K6 llif SjierlralanalysB.

wird dann auf den Kopf von c, Fli/. 31, gesteckt, der
Schieber b zurückgezogen und so die Platte der Einwir-
kung <les Liclitctj ausgesetzt. Nach erfolgtem Exponiren
wird b wieder eingeschoben, die Cassette abgeuommen und
eine andeie mittlerweile praparirte Platte nebst neuer
Cassettc auf das Teleskop aufgesetzt.

Um die Operationen während der kurzen Dauer der
Vertinsterung nicht aufzuhalten, waren bei der Aufnahme

der Sonnentinstenüss sechs Cassetten mit eben so vielen
Platten vorhanden. Das Kreuz, welches die vier Silber-
fäden auf jeder Platte abzeichnete, und das dazu diente,
die genaue Lage der Soonenachse auf jedem photographi-
schen Uilde erkennen zu lassen, musste in voller Schärfe
erscheinen ; zu diesem Zwecke waren die Fäden nur Vj^ Zoll
von der präparirten Seite der Platte entfernt; dennoch
musste der sehr dünne Schieber h sich mit völliger Sicher-
heit zwischen den Fiiden und der Platte bewegen lassen,
ohne den einen oder den anderen Theil zu berühren.

I'h')lugriiiihi>»!lir Hiliiizr il« SoiiiiiM]linsl.»-r]iiBS. 87

Iturch vorluTgängige Proben wurde der Brcnnputjkt fiu-
die riatteu oder die Stelle, bis wie weit das Rohr c (Fig. 31)
aus RJi herausgeschraubt werden nmsste. ermittelt Zu
diesem Zwecke befand sich im Rückeu der Thür a (Fig. 2!l)
ein runder Schieber, der. wenn er geöffnet war. einen Eiji-
blick in die Cassette und auf das eingesetzte matte Glas
gestattete.

Die beiden Abbildungen der Fig. 33 sind getreue
Copien der von de la Rüe um lö. Juli ISGU zu Riva-

Fig. 33.

bellosa in Spanien aufgenommenen Photographion, von
denen die erste das Stadium der Finatemiss um 3 Uhr
0 Minuten 40 Secunden, die zweite um 3 Uhr ä Minuten
50 Secunden (Gr. m, Z.) darstellt. Die Corona erscheint
rings um den tief schwarzen Mond nur eben in einem
aanften Lichte; intensiver zeigen sich die Protuberanzen
na verschiedenen Stellen in der Corona, und unter ilineii
erreicht eine auf der dfeeren linken Seite, von de la Rue
in der Form mit einem türkischen Säbel verglichen, die
ganz ungeheure Höhe von 15000 Meilen. Die sti-ahlen-

88 Die Siipclrolanaljao.

förmige, von der Corona auslaufende Glorie erscMen dem
unbewaffneten Auge und im Teleskop von besonderer
ScbÖnlieit, aber ihr Licht war zu schwach, als dass es
einen photographischen Eindruck auf die exponirten Platten
hätte ausüben können,

John Bbownino hat auf Anregung von Aiet ein zu
photographis<;hen Aufnahmen von Sonnenfinsternissen die-
nendes Teleskop verfertigt, dessen Aufstellung so einge-

richtet ist. dass sie ttir alle geographischen Breiten vom
Aequator bis zu den Polarkreisen und darüber hinaus be-
nutzt werden kann. Dieses Univei-sal-Aequatorial ist in
Fitf. 34 dargestellt. Nach dem Vorhergehenden ist diese
Zeichnung sofort verständlich. A ist die Polarachse, die
an der Wiege HB befestigt ist, CC ein Bogen, der in
jeder Lage mittels Schrauben geklemmt werden kann.
Man kann dalier unter jeder beliebigen Breite der Polar-
achse .1 diejenige Neigung gegen den Horizont geben,

Phot«)graphisrh«' BiM»T »1er SoiiiH'nfin.sterniss. 80

welche die Polliöhe des betreft'enden Ortes erfordert. 1) ist
endlich das Uhrwerk, welches das Instrument treibt, so
dass das Sonnenbild unverrückt auf demselben Punkte der
Platte verharrt.

Zur Aufnahme von photographischen Bildern der Sonne
haben die Spiegelteleskope manche Unbequemlichkeit und
man bedient sich deshalb gegenwärtig zu diesem Zwecke
meist der Refractoren. Anfangs bot der Refractor freiUch
neue Schwierigkeiten, indem Femrohre dieser Art nicht
für die chemischen Strahlen achromatisirt sind, so dass
also die Brennweite für die vorzugsweise photographisch
wirksamen chemischen Strahlen eine andere ist als für die
optisch wirksamen. Man hat diese Schwierigkeit gehoben,
indem man besondere Objectivgläser construirte, welche
die chemischen Strahlen in derselben Weise vereinigen,
wie die gewöhnlichen Objective die optischen, oder indem
man die l)eiden Linsen des gewöhnlichen Objectivs etwas
von einander entfernte, oder indem man durch Versuche
feststellte, bei welcher Stellung der Cassette die schönsten
Bilder entstanden.

Fig, So zeigt das ücular, welches Secchi behufs Photo-
graphirung am neunzolligen Refractor der Sternwarte des
CoUegium Romanum zu Rom anbringen Hess. Dasselbe
ist von D ALLMAYER in London angefertigt worden. Das
aus achromatischen Linsen zusammengesetzte positive ücu-
lar 0 dient dazu, das Bild zu erzeugen; P ist die mit
einem Spalte F und etwas höher mit einem kreisförmigen
Diaphragma versehene, in verticaler Richtung sich bewegende
Platte. Die Platte I) lässt sich in horizontaler Richtung ver-
schieben; sie ist mit zwei Oeft'nungen versehen, von denen
die eine ganz frei, die andere aber von zwei unter rechten
Winkeln gestellten Mikrometertädcn durchkreuzt ist. V ist

90 Die S]ieclrBlanBlj>ie.

eine Feder von Kautschuk oder eine stählerne Spiralfeder,
um die Platte P, wenn sie frei ist, in verticaler Richtung
rasch herabzuziehen; C ist ein Faden, der die Platte bis
zum Beginn der Operation hoch zu halten bat

Fig. 35.

Die ganze Vorrichtung wird nebst einer inwendig
ganz geschwärzteu Camera Ji, Fig. ^6, auf den Kopf des
Fern roh roculars 0 gesteckt. Letztere ist eine ganz ge-
wöhnliche photographische Kammer, welche unten mit
einem Falze zur Aufnahme der matten und collodionirten

rholoffTBiihiKchc Bilder der Sonnen flq st erni km. PI

Gla^|)l;ttteii versehen ist, und deren Dimensionen sich nacli
der Grösse der aufzunehmenden Bilder richten. Durch
Herausschrauben des Oculars 0 lässt sich das BihI der
Sonne auf einer an das Knde der Caniem R einge-

Fig. 3ü.

pholojriphlMhfr Ciiiii

Behobenen matten Glasscheibe scharf einstellen. Die
photographische Operation geschieht in folgender Weise:
Nachdem die Platte P so gestellt ist, dass die Licht-
strahlen das matte Glas treffen können, wird das Oculnr
wie beim gewöhnlichen Photogrii|»hireii scharf eingestellt
und die Platte P darauf so weit in die Höhe gezogen

f>2 Die Spectralanalyse.

(lass der Spalt F sich ganz über dem Lichtkegel be-
findet ; in dieser Lage wird die Platte durch die Schnur C
festgehalten. Nachdem dann an die Stelle des matten
(Jhises die priii)arirte Platte eingeschoben worden ist, wird
die Schnur durchschnitten; der Spalt F passirt nun unter
Einwirkung der Feder V den Lichtkegel mit grosser Ge-
schwindigkeit und die Lichtwirkung hat stattgefunden.
Das Bild wird dann hervorgerufen und auf die gewöhn-
liche Weise tixirt.

Einer ähnUchen Vorrichtung haben sich Vogel und
LoHSK in Bothkanip zu fortlaufenden photographischen
Aufnahmen der Sonne bedient. Der Durchmesser des in
dem Brennpunkte des dortigen elfzoUigen Refractors ent-
stehenden Sonnenbildes beträgt ungefähr 50 mm. Dieses
Bild wurde zunächst durch einen von Schröder ver-
fertigten Vergrüsserungsai)parat so weit vergrössert, dass
die erzeugten Photographien einen Durchmesser von 105 mm
erliiclten. Der angewandte Apparat besteht aus zwei achro-
matischen Linsen, von denen die vordere kleinei*e, die der
photographischen Platte am nächsten liegt, eine Oeffhung
von 30 mm und eine Brennweite von 102 mm, die andere
grössere eine Üeft'nung von 50 mm und eine Brennweite
von 147 mm besitzt. Die Entfernung beider beträgt
136 mm. Die Linsen sind so combinirt, dass die ver-
grösserten Bilder möglichst frei von Verzerrung sind.

Die Camera obscura, die zu der photographischen
Aufnahme der Sonne verwendet wurde, besteht aus zwei
mit Hülfe einer Schraube in einander verschiebbaren Kästen,
die der Leichtigkeit wegen aus Cedeniholz gefertigt sind.
Dieselbe wird mittels der Hülse des Vergrösserungsappa-
rates, die zwei (iewindc trägt, von denen das eine Unks,
das andere rechts geschnitten ist, an die gusseiserne, das

Photographische Bilder dor Sonnenfinsterniss.

untere Ende des Fernrohrs verschliessende Platte geschraubt,
welche auch zur Befestigung des Spectralapparates und
des Ocular-Ansatzes dient Innerhalb der Camera wird
an der Fassung der oben erwähnten kleineren Linse der
Moment- Verschluss angebracht. Dieser besteht, wie aus
Fig, 37 hervorgeht, aus einem länglichen Brettchen a, auf
dem sich mit möglichst wenig Reibuilg ein Schlitten h be-
wegt, der eine spaltförmige Oeffnung s besitzt, deren Weite

Fig. 37.

MomentTerschluss am Bothkamper Refractor.

verändert werden kann. Dieser Schlitten ist ebenfalls aus
Holz gefertigt, jedoch auf der inneren Seite mit Blech be-
legt. Er trägt einen kleinen dreiseitig prismatischen An-
satz c von Messing, der sich, wenn man die Feder d
spannt, in den Anker des Elektromagneten e einhaken
lässt. In dieser Stellung verschliesst der untere Theil des
Schlittens b die vordere Linse des Vergrösserungsapparates
lichtdicht. Der Elektromagnet steht durch eine Draht-
leitnng mit einem galvanischen Elemente in Verbindung.
Bei SchHessung des Stromes wird der Anker angezogen

94 Die S[H>(ttr.ilunalyKe.

und der Schlitten der Zugkraft der Feder ausgesetzt.
Hierdurch wird bewirkt, dass der erwähnte Spalt vor einer
in dem viereckigen Krcttchen a befindlichen, der Grösse
der vorderen Linse entsprechenden runden Oeftnung vor-
beigezogen und auf diese Weise die empfindliche Platte
den Strahlen der Sonne während der kui'zen Zeit des
Vorüberganges des Spaltes ausgesetzt wird. In der Stel-
hmg, in der der obere Theil des Schlittens die Linse
wieder bedeckt, wird die Bewegung durch zwei Messing-
stifte aufgehoben.

Die Auslösung des Monientvei'schlusses auf elektrischem
Wege zu bewerkstelligen, hat den Vorzug, dass Erschütte-
rungen des Fernrohrs ganz vernn'eden werden. Auch lassen
sich die Leitungsdrälite leicht lichtdicht in die Camera
einlühren.

VüüEL und 1^)HSK lieben als wichtig hervor, dass der
Momentverschluss im Innern des Fernrohres angebracht
werde und, um die Dauer der Exposition möglichst abzu-
kürzen, dahin zu verlegen sei, wo der Querschnitt des
Strahlenkegels ein Minimum ist Eine Verschlussvorrich-
tung am Objectiv ist ganz zu verwerfen. Besondere Er-
wähnung verdient noch eine Einrichtung der Cassette für
die lichtemptindliche Platte, durch welche es möglich ist, die
Richtung der täglichen Bewegung auf den Photographien mit
grosser Schärfe anzugeben, ohne dass es nöthig wird, einen
Draht im Brennpunkte des Fernrohrs auszuspannen and
durch dessen Bild die Photographien zu entstellen. Die Ein-
lage in der Cassette trägt zu diesem Zwecke an der bei der
Exposition zu unterst ijetindlichen Seite zwei eingekittete
( rlasstäbchen, auf w(»lche die photographische Platte mit
einer gut plangeschliftVnen Kante aufgesetzt wird. Vor
der F^xpt)siti()n wird in diese Cassette eine matte Glasplatte

Photographische Bilder der Sonnenfiuaternisa. 05

eingelegt, deren untere Kante ebenfalls plangeschliifen ist
und auf welcher parallel dieser Kante eine Linie gezogen
wurde. Diese Platte wird in der Cassette von zwei Federn
festgehalten, um bei schräger Stellung des Femrohrs ihr
Herausfallen zu verhindern, sobald man die Cassettenthür
und den Schieber öffnet. Die Einstellung auf die Richtung
der täglichen Bewegung erfolgt nun so, dass man die
Camera dreht, bis das Bild eines kleinen Sonnenflecks auf
der erwähnten Linie läuft. Ersetzt man später diese matte
Scheibe durch die sensitive Platte, so ist die ebenfalls
plangeschhffene untere Kante der letzteren auch parallel
der Richtung des scheinbaren Parallels, und kann, da die
Zeit der Exposition bekannt ist, später mit Leichtigkeit
die Lage des Sonnenäquators auf der photographischen
Platte angegeben werden.

Um sowohl die Luft im Innern des Femrohrs als
auch den Schieber des Momentverschlusses während der
photographischen Aufnahme nicht unnöthig zu erhitzen,
ist das Objectiv durch eine Klappe verschlossen, welche
von unten mit Hülfe eines Fadens dirigirt werden kann
und erst kurz vor der Exposition geöffnet wird. Die
Dauer der Exposition ist verschieden und richtet sich
nach dem Zwecke, den man dabei verfolgt, und nach der
Grösse des Objectivs. Bei einer Oeffnung von 95 mm
schwankt nach Vogel und Lohse die Expositionszeit je
nach dem Stande der Sonne zwischen 0,005 und 0,008
Secunde. Diese Zeitangabe gilt jedoch nur für die ge-
wöhnliche Aufnahme von Sonnenflecken. Handelt es sich
bei einer totalen Sonnenfinsterniss um photographische
Aufnahme von Protuberanzen, so ist dafür eine Expositions-
dauer von 1 Secunde bis zu 5 oder 7 Secundeu erforder-
lich. Soll endlich die Corona photographiil werden, so

96 Die Spectralanalyse.

ist in günstigen Fällen Vi Minute, häufig aber 1, ja l'/s
Minuten Zeit erforderlich. Bei einer so langen Ebcposition
wird das Bild der Protuberanzen auf der Platte wieder
undeutlich.

11. Die totale Sonnenflnsterniss vom 18. Ang. 1868.

Die erste totale Sonnenflnsterniss, gelegentlich deren
die spectroskopische Untersuchung der alsdann sichtbaren
Sonnenphänomene eintreten konnte, war diejenige vom
18. August 1868. Sie wird deshalb für alle kommenden
Zeiten in der Geschichte der Wissenschaft merkwürdig
bleiben, und da sie gleichzeitig den Ausgangspunkt für
eine Reihe späterer Specialuntersuchungen bildet, so ist
es nöthig, hier etwas eingehender auf sie zurückzugreifen.

Nicht überflüssig ist zunächst die Bemerkung, dass
totale Sonnenfinsternisse für einen bestimmten Ort zu den
seltensten Himmelserscheinungen gehören. London sah
deren keine seit 1715 und Berlin wird erst am 19. August
1887 die nächste totale Sonnenfinsterniss haben. Paris
erblickt im ganzen neunzehnten Jahrhundert keine. Die
Finsterniss vom 18. August 1868 fordei*te daher mit Recht
die Gelehrten aller Nationen zu ihrer Beobachtung auf,
und wir übertreiben nicht, wenn wir sagen, dass sie vielleicht
mehr als irgend eine andere astronomische Erscheinung
unseres Jahrhunderts das Interesse der Völker in Anspruch
genommen hat. Die Zone der totalen Verfinsterung durch-
schritt in einer Breite von dreissig Meilen vorzugsweise
die südlicheren Theile Asiens von Ade7i über Hindustan^
Malakay ßorneoj Celebes u. s. w., und es wurden von
Deutschland^ Oesterreichj Frankreich und England Ex-
peditionen ausgesandt, die von namhaften Astronomen ge-

Di« totale SonueiiAtiilcniiMi vom 18. August 18C8. 97

leitet und mit allen Beobacbtungsniitteln der vorzüglicbstca
Art auf das reichste ausgerüstet wurden.

In Fig. 38 ist die Zone der totalen Finstemiss zwi-
schen Aden und der Torres-Strasse, auf welcher die Beob-
achtungen stattfanden, abgebildet; der mittlere dunklere
Strich bezeichnet die Mitte des Schattenweges, auf welchem

98 Die Sportralanalyse.

die Finsterniss die grösste Dauer hatte. Der Berechnung
nach begann die totale Verfinsterung auf der Elrde über-
haupt am 18. August 4 Uhr 20 Min. früh, wahrer Berhner
Zeit, an einem Orte südlich von Khartum am NiU der
53^33' östlich von Ferro liegt und dessen nördliche geo-
graphische Breite IP 14' beträgt. Der Kemschatten streifte
mit seinem Nordrande Gondar, ging über den Zanasee
hinweg, passirte die Strasse Bab-el-Mandeb^ gelangte nach
Ad4m^ wo unsere Zeichnung beginnt, ging durch das ara-
])ische Meer nach Vorderindien, wo die Ortschafben Sam-
khandi\ Beejapoor^ ifoolwar, Guntoor^ Mastilipatam nahe
der ContraUinie lagen und die Dauer der Totalität zwischen
5 Minuten 10 Secunden und 5 Minuten 45 Secunden be-
trug. Im Meerbusen von Bengalen und auf der Afalajischen
Halbinsel fWha Tonne) nahm die Dauer noch zu, bis sie
im Golf von Siam ihren grössten Werth von 6 Minuten
50 Secunden erreichte. Die Totalitätszone durchschritt
dann die Südspitze von Anam^ ging nach dem nördlichen
Theile von ßornm und Celebes und mitten zwischen der
Inselgruppe der Molukken hindurch. Der Schattenkegel
traf ferner noch die südliche Ausbuchtung von Neu-Guinea,
die nördlichste Spitze von Australien und zog endlich
durch das Korallenmeer imd die Neuen Hebriden, wo man
die Sonne verfinstert untergehen sehen musste.

1) Der Nord drut sehe Bund sandte zwei Expeditionen
aus, von denen die eine aus dem Bonner Astronomen
Dr. TinELE und den Berliner Photographen Dr. Vogel,
Dr. ZenkJ':r und Dr. Fritsch bestand und ihren Standort
in Aden wählte, die andere, bestehend aus Prof. Spöreb
aus Anklam, Dr. Tietjen aus Berlin, Dr. EngeIxMann aus
Leipzig und Koppe aus Berlin, sich ü])er Bombay nach
dem Orte 3foo/«v/r (vier Meilen südlich von Beejapoor) begab.

Die totale Sonnenfinsternis« vom 18. An«rnst 1868. 99

2) Die österreichische Expedition unter Dr. Weiss,
Dr. Oppolzeb und dem SchiflFslieutenant Rziha verblieb,
wie die erste Abtheilung des Norddeutschen Bundes, in
Aden.

3) Frankreich sandte ebenfalls zwei Expeditionen aus;
die eine, unter Führung des in spectralanalytischen Beob-
achtungen vielerfahrenen Physikers Janssen, wählte ihren
Standort in Guntoor; die andere, bestehend aus dem Astro-
nomen der Marseiller Sternwarte, Stephan, den Physikern
Ratet und Tisserand, dem Ingenieur Hatt u. A., ging
weiter nach der Halbinsel Malaka zu dem kleinen Orte
WTui'Tonne nahe am Meere.

4) Englands Expeditionen waren, wie die vorigen,
vortrefflich ausgerüstet; die eine, unter der Führung von
Lieutenant Heeschel, stellte ihre Instrumente auf der
westlichen Küste von Vorderindien, zu Samkhandi in der
Nähe von Beigaura auf; eine andere Abtheilung unter
den Capitänen Haig und Tanner ging nach Beejajpoor;
während die dritte, geführt von dem Major Tennant und
vorzugsweise für photographische Aufnahmen eingerichtet,
sich weiter östhch nach Guntoor wandte, wo auch Janssen
sich befand.

5) Die Väter der Gesellschaft Jesu zu Manila auf den
Philippinen rüsteten eine kleine, aus den P. P. Fauro,
NoNELL und RiCART bestehende Expedition nach einer
Koralleninsel in dem Eingange zum Golfe von Tomini oder
Garontolo, Mantawaloc-K^ke genannt, aus, die in Gemein-
schaft mit dem Capitän des englischen Kriegsdarapfschiflfes
„Sergent", Charles Bullock, mit grossem Erfolge die
einzelnen Erscheinungen der Finstemiss verfolgt hat. Ihr
Staudort befand sich unter 0*^32' 50" südlicher Breite und
123^ 27' 2b" östlicher Länge von Greenwich.

100 Die Spectralanalyse.

Bei der Finsterniss beschäftigten sich mit photo-
graphischen Aufiiahinen :

1) Die norddeutsche Expedition in Aden unter
Dr. Vogel, Dr. Zenker, Dr. Fritsch und Dr. Thiele.

2) Die englische Expedition in Guntoar unter TKSSAifT.
3; Die Expedition der Jesuiten von Manila auf Mau-

ta waloc' Ki'h'.

Von den durch Dr. Vogel erhaltenen PhotographieD
ge1)eti die Fifig. S9^ 40, 41 und 42 getreue ReproducticmeiL
Auf der ersten (Fig. 39) ei*scheint der dunkle Mondiand
umgeben von einer lieihe eigenthümlicher Erhebimgen auf
der einen SeiUs und auf der anderen ist eine groaee hörn-
lorinige Pro tu beranz sichtbar.

Die zweite Phitte zeigte bei der Entwickelang mir gani
schwache Spuren eines Bildes; Yorüberziehende Wolken-
schleier hatten im Augenblick der Exposition die pkoto-
graphische Wirkung fast gänzlich verhinderL Die dritte
Platte. Fiy, 40, (in der dritten Minute der Totalität) zeigt
wdeder zwei gelungene Bilder mit Protuberanzen am untern
Rande (im umkehrenden Teleskop). Das vierte Bild end-
lich (Flij. 41) wurde im letzten Momente der Totalität
aufgenommen und liess die bereits im dritten Bilde er-
schienenen Protuberanzen der westlichen Sonnenseite uocb
deutlicher hervortreten.

Wenn man die während des ganzen Verlaufes der
Finsterniss photogiaphisch aufgenommenen Protuberanzen
zu einem Bilde vereinigt (Fig. 42), so erhält man einen
annähernd richtigen (Jesammtanblick der Art und Weise,
wie die Protuberanzen zur Zeit der Finsterniss um den
Sonnenrand herum vertheilt waren. Das Licht der Corona
war in seinen chemisdien Wirkungen zu schwach, um in
der kurzen Expositionszeit einen Eindruck auf den prii-

•'. August I

IUI

jiarirtea Platten 2a hinterla^en. Dasselbe wm^e jedoch Anf
iWm StaüoD^n itn Teleskope uod selbst mit freiem Ange
iii toller Pracht gesehen.

Die grosse Pro tuberanz am östlichen Sonnenruide

hatte eine Höhe von uiigetiibr ' i, des Sonnend urchmeäscn
oder Yon 14000 geographischen Meilen.

Wir besitzen g^euwärtig von den meisten Beobachtern
mthr oder weniger soEgTiiltrg ausgeführte Abbildungen der
auf denen die Protuberaiizeu verschieden an

10»

Dif SjirclriUaiulync.

Grösse und Lage eingezeichnet sind. Wenn wir i
von solcbi^ii liilUeni, die untar dem AushüDgcschildc pboU>-
grapbisiJier Copicn Ju den Htintlc;! gebracht, in iler Thal
a)>er nach di;r I'hiiiitasie des Zeichotifs aiigefertigt unJ
bloss auf Effect Ijerecliuet sind, ao liegt der Gnmd n

(n. BiU.)

der grossen Verscbiedenheit dieser Bilder incist duriu,
dass die Sounuiischoibe seibat eine andere Lage zum Hori-
zonte des Beobachters hat, wenn sie anfgeht. als zur
Mitta^'szeit oder am Abende. Eine und dieselbe Protu-
beranz erscheint daher in einem Kildf, welehes in der
ri'iibt- des Murgens in Aden uufgenonuneu wurde, in Bezog
auf deu Horizont iuiders uls in eiiii'iii Bilde, welubes ma

. August 1

103

ilic Mittagszeit etwa auf Celebes gezeichaet wurde. Ausser-
dem aber liegt due erhebliche Zeitdiffereoz (circa siobeu
Standen) zwischen dem Mittelpunkte der Totalität aa dem
wea Eude der Beobachtungezoue in Aden und dem amlcru
luf Celebes, und in dieser Zeit treten erwieBenermasseu

Fig. U.

I I80e. tAAaa.) im. Bild

^^^^H Yerändeniugeu in der Lage und Grösse der Pro-
^^Hnwizeu ein. Nimmt man noch hinzu, doss das Bild
der Totalität im astronomischen Ferm-ohre gesehea, sowohl
in Bezug auf Rechts und Links, als auf Oben und Unten
amgekcbrt erscheint, so begreift man leicht, dass die ein-
sclnen Bilder der Finstemiss, je nachdem sie an dem einen
dem anderen Orte mit dem blossen Auge oder mit

104

Die S|)?rtriitaiulyM.

einem umkehrenden Fernrohre heobacbtet worden ist, 9äit
von einander abweichende Ansichten darbieten.

Wenn die Sonne zur Mittagszeit Bin höchsten siAt,
nennen wir ihren höchsten I'uukt den wahren XordpvHit,
ihren tiefsten den Süd/mnkl. Richtet mau dann das Gesidit

zur Sonne, so Hegt ihr Otlpunkt um 90" vom Nordpunkt
entfernt zur Linken, der Westpunkt um eben so viel jur
Rechten. Wie man aus der Fig. 43 näher crBieht, rechnet
man vom Nordpunkte (O^J nach links üher Osten (SO*),
Süden (löO"), Westen (270") ruud um den Sonnenrand
herum, indem man diesen in 360° eintheilt.

I 18, Angnsl 1868.

105

Betrachtet man dagegen zu irgend einer anderen Tages-
zeit die Sonne, so bildet die auf der Sonnenscheibe ge-
daofat« und durch daa Fadenkreuz leicht zu erlialtende
verticaU Linie die scheinbare Nordsüdlinie, deren höcbstfir

Punkt der arkeinbare Nordpmikt. der entgegengesetzte der
scheinbare Südpunkt genannt wird. Es ist nun für den
Astronomen leicht, au jedem Orte und zu jeder Zeit ver-
mittels der geograpliischen Ureile und der Zeit der Be-
obaclitung aus dem scheinburcn Nordjiunktc den wahren

106 Die SpectrklanalfM.

ulizuicitcn. Nicht minder leicht ist es, mittels geeigneter,
zum WinkfliiK'Sseu eiiigcricbtctcr Fernrohre denjenigeu
Winkel zu büstiniiueu, den diu sdieiubare Nordsüdliuie der
Sonne mit irgend einer vom Mittelpunkte nach dem Sonnen-
ruudi.' <rczu};<'neii Linie bildet. Weun man daher für irgend
einen :uu Kiiitdc der Soune oder &uf der Sonnenscheibe
beobuehteten Gegenstand, z. B. eine Frotuberanc oder «an
äunnenfleck, diesen Winkel (scheinbafe Position) mia&t, iba
auf dio wahre Nurdttüdlinie reducirt und den so geülfldeoeo
Winkel (die wahre Position) von dem Nordpunkt« am
(s. Fiij. 48) auf ein 13ild der eingetheilten Somtonadi^
dnzeii.'linot, so erhUlt mau in allen Fällen eine rioltfigV
Vurstollung von dem Orte, wo der beobai:htete GegcustauA
auf der Sonnt; sieb vorgefunden hat. gleichgültig, weichen
Stund die Soniio zur Zeit der Beobachtung am Hinunel batta

Die t'l'i. 44 giebt dus Bild der Sonnen tinstemiat fam
7. August ltjl3i) für die Zeit von d Uhr Nachmittags m
Des Moines. wo iler wahre Noi-dpunkt sich bereits weit
vom selieiiibaven entfernt hatte.

Da bei der äonnentinsteniiss während der ganztt
Totalität das Sonitenceuti'um niebt mit dem des lloadn
zusuumienfiillt, so ist noch eine Correction erforderlich,
um die am Umfange des Mondes geitn-ssetiea Winkel «uf
den der Sonne zu übertragen. Der Fositionawinkd te
grossen l'rotubeninz (t'iijij. HO und 43) betrug g^sn 80*.
Zur iiüliereii Orientirung sind in der Fig. 39, soirie in
den folglinden Dilileni der Sunnentinsteniiss, die vier wah-
ren Ihiuptpunkte der Sonne angegeben.

Die pliotugrapliischcn Aufnahmen von Major Tksnakt
in O-uiittior sehii'ueii iinfaugs weniger gelungen; derselbe b&t
g-<-lix l'latteii exponirt, auf denen -^ieh indessen dio Pro-
tnberunzeii deutlich genug al »gezeichnet haben, um mit ein-

Inder veiglichen werden zu können. Tafel I enthält genaue
Kopien der unter der Mitwirkung von Waeeek de Ul Hüb
eröflentliditen Phutogniphieu Tesnant's; das obere Bild
eigt die Kinsterniss im Beginne, dus untere ntiltelbiir vor

!■■,. IL
l'oUli) SuBUBufliKltrniiii vom 7. Ahi;u«i ISW.

em Ende der TotulitäL Auf allüri Bildern erscheint dTe-
*lbe grosse I*rotuheranz. die auch auf deu uorddt'utscheu
'holographien vorkommt, während dei- Anblick der übrigen
uf den unfeinen Platten noch vorkomtoenden kleinL-i'en
''rotuberanzeo sich auf jeder Platte verschieden gestaltet.

1
J

108 Die SpectralanalyM.

Warren de la Rue hat durch Aufeinanderlegung tod
vergrösserten Copien (etwas mehr als 2 Zoll im Durck-
niesser) der sechs TENNANT'schen Originalbilder nach sorg-
faltiger Bestimmung des Sonnenmittelpunktes und unter
Deckung der sechs grossen Protuberanzen eine Zeiehnong
hergestellt, Fig. 43^ welche sowohl ein Bild Ton den
meisten während der ganzen Finsterniss aufgetretenen
Protuberanzeu giebt, als auch den Anfang und das Ende
der totalen Finsterniss ab ersten und zweiten inneren
Contact lautlich erkennen * lässt In der Figur ist die
Sonnenscheibe /, / scliraffirt gezeichnet; //, // bezeichnet
die Mondscheibe* beim zweiten (ersten inneren) Contacte2,
in dem Augenblicke also, wo die Totalität begann und auf
der östlichen Sonnenseite die grosse Protuberanz A sich
zeigte; ///, III ist die Mondscheibe beim dritten (zweiten
inneren; Contacte 8; ausserdem ersieht man aus der Zeich-
nung die Lage der Sonneiiachse, die Richtung, in weicher
der Mondmittelpunkt sich von West nach Ost bewegte, und
in punktirten Linien angedeutet über die Protuberanzen
her auf der östlichen Seite ein eigenthümliches, schwach
schimmerndes Licht, welches wegen des Glanzes der Gorona
und der Protuberanzen im Teleskope nicht gesehen worden
ist. Die auf der Sonnenscheibe eingezeichneten Sonnen-
ilecke sind diejenigen, welche am Tage der Finsterniss auf
der Sternwarte zu Keic j)hotographirt worden sind. Die
Corona und der Strahlenkranz fehlen auch in diesen
Photographien.

Die Ex])('dition der Jesuiten aus Manila kam infolge
einer Deschädigung der Schiffsmaschine erst am Abende

* I>»T ßrrösst^rt'ii l)«MitIi»'hkoit w('<j«*ii i»t diese Scheibe ein wenig
grössiT p-zfii'hin't wonN-n, als es in der Wirklichkeit der Fall war.

Die totale Sonnenfinsterniss vom 18. August 1808. 109

des 17. August auf ihrem Stationsorte an, so dass keine
photographische Vorübungen an Ort und Stelle getroffen
werden konnten. Die während der Finstemiss genommenen
acht Äugenblicksbilder von den Hauptphasen gelangen;
dagegen zeigte von den vier während der Totalität expo-
nirten vier Gläsern nur das zweite, welches 12 Secunden
ausgesetzt blieb, eine schwache Spur der Corona. Diesem
Mangel wurde aber glücklicherweise dadurch abgeholfen,
dass gleich darauf das Bild der TotaUtät, wie es auf einer
mit Schmirgel matt geriebenen Glastafel der Camera ob-
scura erschien, auf dieser Tafel selbst durch üeberfahren
der Umrisse gezeichnet und fixirt wurde.

Die Fig. 46 giebt eine Ansicht der Totalität, wie sie
sich zu Mantawaloc-Keke in den letzten 2 Minuten 25 Se-
cunden, also kurz vor dem Wiedererscheinen des ersten
Lichtstrahls darstellte.

Aus den Mittheilungen der verschiedenen Expeditionen
muss man schliessen, dass der AnbUck des Strahlenkranzes
der Corona an den einzehien Stationsorten ein verschiedener
gewesen ist; allein bei dieser Finstemiss war das Haupt-
augenmerk auf die Protuberanzen gerichtet und erst spä-
tere Finsternisse wurden mit besonderer Rücksicht auf die
Corona beobachtet

Dagegen stimmten die Beobachtungen auf allen oben
genannten Stationen darin überein, dass während der
Totalität der Finsterniss nicht alles Licht ausgelöscht er-
schien, sondern gleich nach dem ersten Verschwinden der
Sonne (beim zweiten Contacte) die tief schwarze Mond-
scheibe mit einem schmalen, sehr weissen und glänzenden
Lichtringe umgeben war, aus welchem an verschiedenen
Stellen die blassrothen Protuberanzen hervortraten. Sowohl
die österreichischen als die französischen Beobachter

Stephan, Tissrrand und Jakssex apractien sich über das

Auftreteu des intensiv leuchtenden, sehr schmalen Rirgea

unmittülhftr um den Mondraiid heniin sehr hestinnnt iius,
und es blieb hiernacli kaum noch ein Zwrifel, dass der
untere Theil der Corona der Sonne aiigeliöre und diese

Die totale Sonnenfinsternis^ vom 18. Anp^iist 186S. 111

iiii4:liste Umgebung der Sonne stark leuchte, dass aber die
LiL-btstärke in einiger Entfernung rasch abnelune.

Die Beobachtungen der totalen Sonncnfinsteniiss vom
18. Juli 1860 in Spanien, bei welcher die Protuberanzen
sowohl photographisch aufgenommen (Fig. 33J, als auch
von den herrorragendsten Astronomen mit Teleskopen
unterBiicht worden waren, hatten es kaum noch zweifel-
haft eoTBcheinen lassen, dass diese merkwürdigen Gebilde
gasige Natur seien und nicht dem Monde, sondern der
Sonne angehörten; die Finsterniss vom 18. August 18G8
lieferte endlich hierüber völlige Gewissheit.

In demselben Augenblicke, als die Corona sich zeigte,
erschienen auch die ersten Protuberanzen und zwar auf
der ödUAen Seite der Sonne, gerade an der Stelle, wo
der letite Lichtstrahl im Beginne der Totalität verschwand.
Die erste derselben, hnks von der Vertic4ilen (Fiff. 39),
war Ton einer ausserordentlichen Höhe und leuchtete mit
einem intensiven rosenfarbigeu Lichte; die andere, auf der
rechten Seite der Verticalen, hatte dieselbe Far])e und

Lebhaftigkeit wie jene, war aber nicht so hoch und nicht

so schön an (xestalt

Fig. 46 zeigt die grosse Protuberanz, wie sie auf dem

Dampfer „Rangoon" im Beginne der Totalität beobiichtet

wurde; üost gleichzeitig erschien auf der cntgogengesotzten

Seite eine kleinere, aber weiter ausgedelmte Protu])i*ianz.
Fig. 47 enthält die Protuberaiizeu, wio sie in 117/^/-

Tonne von Stephan im Verlaufe der Totalität autge-

zeiclinet wurden.

Fig, 48 schliesst sich an die vollstiin(li*;or(\ in Fhj, -/o

L't'gfbene Alibildung der Totalität an und stellt bloss «lie

ProtulKTanzen dar, wie sie in den letzten 2 Min. 2.'» See.

vor dorn Ende der Totalität zu MiiHtttwalür-KrLr von iVwx

113 Dit: SiiflL-IruliiLiilyiia.

Jesuiten aus Manila beobachtet wurden. Unter Zugnmd-
leguug dieser letzlerüu Abbildung theilen wir den Beridit
des P. Faubo an Seochi im Aufzuge mit

Üie Ausdehnung der grossen l'rwtuberauz u betrag in

der Breite l''40', die andere ^ hatte eine Basis von 9°.
Kaum waren diese beiden Protuberanzen erschienen, als
auch auf der westlicbeti Seite der Sonne eine diitt« y
hervorbrath, die langsam so, wie der Mond von Westen
nach Osten vor der Sonne weiter rückte (s. Flg. 43), immer

ISONNEN-FI.VSTERiNlSS i Nord Amerika 1 Tat D,
7, August 18ti9,

Burlington iJowa) Gegen Ende derTolalilät,
Exp, 7. See.

f^n^t -.atL^iiS-^i^ :

TJkc IoIbU Sonn

1 18. A«i-ns

grÜE&er und schöner ward. Hie Erscheinung, aUinühlich
die Protuberanzen der östlichen Seite verschwinden und
gleichzeitig die der westlichen Seite sich ausdehnen und
wachsen zu sehen, war deutlich und von allen BeobHchtern

Pig. 47-

wahrgenommen. Die Hohen der heideu Protuberanzen «
und ß wurden gleich bei ihrem Erscheinen zu 3 Min,
10 See. und 1 Min. 15 See., bei einer Wiederholung der
Messung nach 3 Min. 10 See. aber, also gegen die Hälfte
der Totalitat, ku 2 Min. 12 See. und 0 Min. 1» See. ge-

**.««. 8l«flral»b.l)-i..., II. 8

114 I>i>-- S[iGclraluilfic.

fuiideii.* Die ProtubcTÄnz y. die man nnfatig» mit Mühe
sah, deckte sicli in dem Masse, wie sich der Mond be-
wegte, stufeiiweiso »uf. und war, als sie ganx sicbtbu
wai-, liiuer langen Gebirgskolte ahulicb. Zur Lisitts

endigte sie ganz rein und wie- abgeschnitten; rechts I
sie an Hfiho ab und vermisclite sicJi mit der dnnkleu Mimd-

* Im Allgemeine knnn man din von der ErJe Bau ui cinpin Oagen-
dtanilp d«T Sänne gpmcsdenen Winkel vuo I Secnndc rnnil «n lOO jw
graphUrlinii Meilen, unit dvn Bojtun lies Sniinnn umfang» iruu I Hinvte
aniiHbvrnd tu 27 geagTBjihinulicn Heilen rBchueii.

Die totale SonnenfinRtcrnisft vom 7. Angust 1860. 115

Scheibe an der Stelle, wo der unregelmiissigste Theil der
Corona war.

In derselben Fig. 48y links von der Protuberanz y,
zeigte sich eine vierte J, die völlig von der anderen ge-
trennt war und eine Wolke zu sein schien. Die Farbe war
weder so lebhaft, noch so gleichförmig wie die der anderen,
und es zeigten sich in ihr etwas dunkle Striche, wie sie
auch sonst noch in den Protuberanzen wahrgenommen
worden sind; ihre Ausdehnung betrug 5^30'. Endlieh
wurde eine halbe Minute vor dem Ende der Totahtät auf
der rechten Seite der Kette von rosenfarbenen Spitzen
noch eine kleine frei schwebende Protuberanz t gesehen,
die mit i viele Aehnlichkeit hatte.

Die Farbe der Protuberanzen wird von den verschie-
denen Beobachtern nicht in gleicher Weise bezeichnet; die
meisten wählen dafür den Ausdruck blassroth, andere
scharlachfarben röthlich, wieder andere rosenroth, oder
blasskorallenroth und Tennai^t nennt sie sogar weiss.

12. Die totale Sonnenflnsterniss vom

7. Angust 1869

war ebenfalls in Europa nicht sichtbar; der Gürtel der
Totalität erstreckte sich über Alaska^ wo die Fiusterniss
um Mittag begann, über Britisch Amerika und die süd-
westliche Ecke von Minnesota^ duichschnitt den Mississippi
in der Nähe von Burlington (Jotca)^ ging dann, weiter
durch Illinois^ West-Virginien und Nord-Carolina^ wo sie
in der Nähe von Beau/ort in den Atlantischen Ocean
überging.

Sie erregte in ganz Nordamerika bei den Astronomen
und den Photogniphen das lebhafteste Interesse und ver-

116 Die SpectralanaljBe.

anlasste eine grosse Anzahl von wissenschaftlichen Expedi-
tionen und einzelnen Beobachtungen, welche fast alle tod
dem schönsten Wetter begünstigt wurden und eine qd-
gemein reiche Ausbeute an photographischen Bildern und
an spectro^kopischen und anderen wissenschaftlichen Daten
geliefert haben. Derjenige Theil der Totalitätszoney wel-
cher durch die bewohnteren Theile der Vereinigten Staaten
«ring, wai' mit Teleskopen, Spectroskopen und Beohachtongs-
material sehr reich besetzt« so dass dieser ganze Gürtel
ein einziges, weit ausgedehntes Observatorium darstellte.
()l)gleich die Dauer der Totalität kleiner war als in Indien
(l«sC^), so waren im Allgemeinen die Umstände doch weit
günstiger als hi dem vorangegangenen Jahre; die Hitze
war geringer, die für die Beobachtung geeigneten Ort-
schaften waren günstiger gelegen und die Sonne hatte
keinen so hohen Stand als im Jahre 1868 in Indien. Die
wesentlicheren Theile der Beobachtung umfassten das
Studium der Protuberanzen mit den Hülfsmitteln der
IMiotographic und des Spectroskops, die Natur der Corona
und die Untersuchung, ob zwischen der Sonne und dem
Merkur noch andere Planeten vorhanden sind.

Die umfassendsten Expeditionen waren die, welche
einerseits vom Xautical Almanac Office in Washington
unter dci* ol)ersten Leitung von Professor CJoffin (für die
astronomischen Arbeiten) und von Professor Henby Mobtok
aus Philadelphia (tür die photographischen Aufnahmen),
und andererseits von dem United States Naval Observa-
fory zu Washington unter der Leitung des Commodore
B. F. Sands ausgerüstet wurden.

Die ersten? Expedition wählte unter der AnfiiliruDg
von Professor Mohton die Stationen im Staate Jovca:

\) Burlington mit den Beobachtern Professor Mayer

Die totale Sonnenflnsterniss vom 7. August 1869. 117

als Führer der Expedition, Kendall, Willard, Phillipps
und Mahoney, denen sich der als gewandter Spectroskopist
bekannte Dr. C. A. Young, damals Professor am Dart-
mouth College (Hanover), hinzugesellte;

2) Ottumwa mit Professor Himes, Zentmayeb, Möl-
LiNG, Brown und Bakeb;

3) Mount Pleasant mit Professor Mobton, Wilson,
CiiiFPORD, Cre&ieb, Ranoeb uud Cabbutt. Es gesellten sich
hier noch andere Professoren (u. A. Pickebing) hinzu, welche
astronomisch-physikalische Beobachtungen machen wollten.

Die Stationen der zweiten Expedition waren:

1) Des Moines (Jowa) mit den Professoren Newcomb
(für die Beobachtung der Corona und etwaiger inter-
merkurialer Planeten), Habkness (für Spectroskopie) und
Eastman (für Meteorologie). Zu ihnen kamen noch einige
andere^ in der Photographie der Sonne besonders bewan-
derte Beobachter hinzu.

2) Bristol (Tennessee) mit Babdwell (fiir die Corona)
und Anderen.

Ausser diesen grösseren, mit den ausgezeichnetsten
Hülfsmitteln der Beobachtung ausgerüsteten Expeditionen
fanden sich noch sehr viele Gelehrte an verschiedenen
Punkten der Totalitätszone ein, theil^ um die astronomi-
schen Details der Finsterniss, theils um die Protuberanzen,
die Corona und deren Spectra zu beobachten. Unter diesen
erwähnen wir nur Dr. Edw. Cubtis, der zu Des Moines
nicht weniger als 119 Bilder der verschiedenen Phasen der
Finsterniss erhielt; W. S. Gilman, der zu St. Paul Junction
(Jowa) die werthvoUsten Beobachtungen über den Zu-
sammenhang zwischen den Sonnenflecken, den Fackeln und
den Protuberanzen anstellte; J. A. Whipple, der zu Shelby-
ville (Kentucky) unter Oberleitung von Professor Winlock

118 Pio Spectralanalyse.

mit vielen an(l<»ren Assistenten 80 photographische BiUer.
darnnter sechs der Totalität und eines mit vollstäo-
diger, prachtvoller Corona erhielt; sowie den Professor
(i. \V. lIoruH, Director der Dudley Sternwarte, welcher
mit neun anderen (lelelirten alle Einzelheiten der Finster-
niss in Mattoon (Illinois) beohachtete.

Die Totalitätsbilder in Mount Pleasant, drei an der
Zahl, waren nicht besonders scharf, weil das Teleskop kein
Uhrwerk hatte; einen viel besseren Erfolg hatten dagegen
die in Ottumwa und in Burlington stationirten Abthei-
hingen: jene gewann 40 Negative, darunter 4 während der
Totalität, diese <*rhielt ebenfalls 40 Negative, darunter 6
während der Totalität, so dass die von Morton geführte
Kxp<*dition im (ianzen 13 nn^ist ganz ausgezeichnete Tou-
litätsbilder davontrug.

In /-Vr/. 44 haben wir l)ereits ein Bild dieser j>räch-
tigon Finsti'rniss mit Protuberanzen und Corona nach den
Zeichnung« '11 von Dr. (Jouiii) gegeben; die photographischen
lUatten, welche nur die kurze Zeit von 5 bis 16 Secunden
ex]>onirt wurden, enthielten nur Spuren von der Corona,
weil «las Licht der letzteren zu schwach ist, um in so
kiirzei Zeit auf die präparirten Platten chemisch einzu-
wirken. Die Tafel II enthält sehr genaue Copien von zwei
der fünf photographischen Bilder, welche zu Burlington im
Beginne nnd unmittelbar vor dem Ende der Totalität auf-
genonnnen wurden. In dem oberen Bilde brechen die
(Tsten Protuberanzen am (istlichen Sonnenrande hervor,
wäliHMid die am we-;tlichen Rande befindlichen noch von
dem Monde i>e(le(kt sind; bei weiterem Vorrücken des
Mondes von \Yest«n nach Osten werden die östlichen Pro-
tubeninzen nach nnd nach v<m ihm bedeckt, während die
westlichen frei wenicn und immer stärker hervortreten.

Die totale SonnenfinHteriiiHK vom 7. August 1809.

119

In der Fig. 49 sind die sämnitlichen Protuberanzen,
wie sie einzeln als isolirte Flammen oder in weniger be-
stimmter Form als weitlün verbreitete leuchtende Massen
sich im Verlaufe der Finstemiss am Sonnenrande gezeigt
haben, nach den vorgenommenen Messungen und Berech-

Pig. 49.

- - 1*

^i-"- - a Vv

VeruiniK'un^ der Protuberanzen zu einem GcMmmtbildc.
(Totale Finstemiss vom 7. August 18^.)

nungen der Positionswinkel zu einem Gesammtbilde ver-
einigt. Die Protuberanzen sind in der Richtung von Nord
durch Ost, Süd nach West mit den Zahlen 1 bis 12 be-
zeichnet; unter ihnen ragen Nr. 4, 5 und 8 durch ihre
Form und ihre Höhe besonders hervor. Nr. 4 hatte eine
Höhe von ^i Secunden, Nr. 5 von B bis C (eine nebel-

120 Die SpectralaiialyM.

hafte Feuerwolke) von 136 Secunden und Nr. ^ von
7j Secuuden, wonach sich die wirklichen Höhen dieser
Protuberauzen näherungsweise in geographischen Meilen
ergeben, wenn man diese Zahlen mit 100 multiplicirt

Vom Nordpunkte X über Ost bi» nahe an den Säd-
puiikt Ab' zeigt sich auf den photographischen Bildern eine
Lichttfluth von unbestimmter Form Cin der Fig, 49 als
fein puiiktirte unregelmässige Linie dargestellt), welche
ihre höchste Höhe ungefälir zwischen den Protuberanzen

2 und 4, sowie einige Grad südlich von 5 erreicht; diese
Höhe Ix'trägt 2 Min. 15 See. In der Mitte dieser Licht-
iiiiisse und nahe bei ihrer grössten Höhe zeigen sich bei

3 und 5 mehrere von einander getrennte Zungen einer
liclUeuchtenden Flamme, welche sich hoch über die tieferen
rheile der leuchtenden Masse erheben. Die neblige weisse
Lichtwolke zwischen B und C erreichte eine Höhe von
wenigstens IdöCK) geographischen Meilen. Eine gleiche
Lichtwolke zeigen die Bilder auf der westlichen Seite von
Süd bis Nord, welche bei 11 und 12 ihre höchste Höhe
erreicht und um Nordpunkte fast senkrecht abfallt.

Die punktirte Kreislinie innerhalb des Mondrandes
gicbt den verhältnissmässigen Durchmesser und die Stellung
iU*r Sonne bei (b»r Mitte der Totalität an. Der Pfeil be-
zeichnet die Richtung, welche der Mond nahm; auf den
Umstund, dass die Mittelpunkte der beiden Gestirne nicht
genau /usammentielen, ist in der Zeichnung keine Rück-
sicht genommen.

Mit Ausnahme von Nr. 4 liegt in den photographischen
Dildern, wie die 7wV/. 4iJ zeigt, die Basis der Protuberanzen
innerhalb des den Mondrand bildenden Kreises. Man hat
geglaubt, die Krkliirung dieser sonderbaren Erscheinung
in dem Umstände zu finden, dass das photographische

Die totale Sonnenfinsterniss vom 7. August 1869. 121

Teleskop durch das Uhrwerk der Bewegung der Protu-
beranzen folgt, das Bild derselben also auf der photogra-
phischen Platte feststehen bleibt, während das Mondbild
sich mit dem Unterschiede seiner eigenen Winkelgeschwin-
digkeit und derjenigen der Sonne auf der Platte fort-
schiebt. Allein Dr. Cubtis hat durch eine kleine künst-
liehe Sonnenfinstemiss, welche er aus schwarzem Papiei*
(fiir den Mond) mit Ausschnitten fiir die Protuberanzen
und die Corona herstellte, dem Lichte aussetzte und photo-
graphirte, schlagend nachgewiesen, dass diese Ausbreitungen
der Protuberanzbilder in die Mondscheibe hinein nur von
einer rein mechanisch -chemischen Wirkung herrühren,
welche allemal dann eintritt, wenn ein sehr intensiv leuch-
tender Gegenstand an einen dunklen angrenzt und die
Zeit der Lichteinwirkung (Exposition) über das richtige
Mass verlängert wird.

Die Ergebnisse der indischen Sonnenfinstemiss von
1868, so reich sie waren in Allem, was auf die Protu-
beranzen Bezug hatte, liessen, wie schon oben bemerkt,
die Corona fast ganz unberücksichtigt. Um so mehr waren
die verschiedenen Beobachter der amerikanischen Finster-
niss darauf bedacht, die Einzelheiten dieser merkwürdigen
Erscheinung, ihre Form, ihr Spectrum und namentlich
ihren Zusammenhang mit den Protuberanzen zu studiren.

Die Photographien von kurzer Expositionszeit (1 bis
7 Secunden) zeigen die Corona nur in ihren hellsten
Theilen ganz nahe am Sonnenrande, doch geben sie,
namentlich die von Ottumwa, ein ziemlich deutliches Bild
derselben und zwar von gleicher Form, wie sie auch dem
blossen Auge erschien. Auf diesen Bildern ist der ge-
krümmte Verlauf der Strahlen und die wechselnde Inten-
sität, mit welcher sie an den verschiedenen Punkten aus-

]82

- S(icc[r«ian«Iy»o.

strömen, sehr dt-utlich erkennbar. Die glänzendsten Stnll«
der Corona stiinnien der Lage nach aufl'alleud inil dem
Lichte derjenigen Prutulieninzen überein. welche die spiu«
Form von Flainuien habeu, während die Protuberaiueii.
welche die Form abgerundeter Massen haben, auf die IV
rona einen Schatten zu werfen scheinen. Ausserdem abn
lassen diese Bilder deutlich erkeimeu, da-ss die Corona aidi
während der Tütalitat uichl mit dem Monde
vielmehr uoncfntrisch zu der Sunne blieb. Sie

Phnto^lJlhlK-lier

Östlichen Rande in dem Masae mehr und
als der Mond nach Osten fortrückt, wogegen sie
entgegengesetzten Seite in demselben Masse nach X
zum Vorschein kommt.

Um ein vollständiges photogiaphiscbes Bild dei
Corona in allen ihren Theilen zu erhalten, muss,
reits hervorgehoben wurde, sowohl die Expositionszeit über
diejenige, welche für die intensiv leuchtenden Protuberanien
erforderlich ist, bedeuteiid hinaus verlängert, als auch das
Bild derselben auf der pliotograp bischen Platte auf einen
kleinen Raum zusammengezogen werden. J. A. Wum-ui

Dit totalt Snnn.>nflnslcrniss vom T. Aoffiisl I8il!>. 123

»US Boston arratigirt« hit-niach sein Teleskop zu Shel/n/
üille (Kenluckj) derart, dass die präparirte Platte sich in
lern Hiiuptbrennpunkt« des ObjectiTglases von 0'.'^ Zol
Jefi'nung nnd 7 Fubs Brennweite befaiiii, nnd exponirte

FiR- 51.

Dir Curun. .U-T Fin.t,.rni.. vol., 7, Abcu.T TW <i, n. ^ Mnjn.i.

lieselbe der Corona 40 Secunden lang. Er erhielt au
liese Weise ein Bild, in welchem die Protuberanzen nur
»Is helle Flecki-n erscheinen, im übrigen aber sowohl der
nnere Lichtriug als auch die Umrisse der ganzen Corona

124 Die Spectraluulyw.

erkennbar sind. Die Fiy. 50 ist eine genaue Copie Hiews
Bildes, mit dem Unterschicide jedoch, dass in dem Oii|)-
nule dtis Licht mehr verwaschen bt und die Strahlen nicbt
so scharf begrenzt erscheinen.

Vis 'Vi.

Wenn man die Corona mit dem Teleskop beobiu
so übersieht man stets nur eiueii kleinen Theil dei
und man muss das Instrument nach und nach am ganzen
Mondmnde berumtuhien, um ein tiesanmitbild der gamteii
Erscheinung zu gewinnen. Professor Ea8TMAK, der in

d
l

Vir lotBli 3omi«..liii«l«rHi»s vom 7. Augm.1 \B69. lan

)es Moines Beobachtungen dieser Ai-t anetellle, giebt zwei
Jilder der Corona, welche im Beginne und uumittellmr
or dem Ende der Totalität angefertigt wurden und von
enen wir in Fig. 51 das erstere mittheilen. Gleich bei

OnnWi ZtfrhnnnF d" Coron« vom 7. AuKtiM lÄW (S riir 0 Min.).

em Eintritte der Totalität erschien die Corona in silbei-
ireissem Lichte mit einem äusserst zarten Anfluge einer
rünlich violetten Färbung an den äussersten Grenzen,
ud während der Totalität war nicht die mindeste Aende-
ung in der Farbe, in den äussereu Umrissen odei' in der

1
J

126 Die Spectralanalyse.

Lage der Stralilen wahrzunehmen, eine Beobachtung, welche
von Professor Hough zu Mattoon (Illinois), von Gill und
von vielen Anderen bestätigt wurde.

Die Corona schien aus zwei besonderen Theilen zu
bestehen; der innere, der Sonne zunächst gelegene Theil
war fast ringförmig und hatte eine Höhe von ungefähr
1 Minute; seine Farbe war rein silberweiss; der übrige
äussere Theil bestand aus Strahlen, von denen einige sich
zu fünf stemartigen Spitzen zusammengruppirten, die
anderen aber mehr als radiale Strahlen erschienen; die
letzteren traten am schärfsten hervor; zwischen den Pro-
tuberanzen a und h war von der Corona kaum etwas zu
bemerken. Die sternartigen Ausstrahlungen erreichten eine
Höhe gleich dem Halbmesser der Sonne.

Dr. 6. A. GouLD hat in Burlington die Corona mit
unbewaffnetem Auge beobachtet und von derselben während
der Totalität in Zwischenräumen von 1 Minute drei voll-
ständige Bilder angefertigt Wir geben in Figg. 62 und 68
nur die beiden Bilder, welche die Corona im Beginn
und unmittelbar vor dem Ende der Totalität um 4 Uhr
58 Minuten und um 5 Uhr dai*stellen. Im Gegensatze zu
den vorbin angeführten Beobachtungen, dass die Corona
ihr Aussehen während des ganzen Verlaufes der Totalität
beibehalten habe, wüi-den diese Bilder von Gould die
Veränderlichkeit derselben andeuten.

13. Die totalen Sonnenfinsternisse seit 1869.

Nach den Einzelheiten, welche über die Sonnenfinster-
nisse von l^Gb und 1869 im Vorhergehenden gegeben
wurden, können wir uns übtir die Beobachtung bei Gelegen-
heit der späteren Sonnenfinsternisse kürzer fassen.

Du loUlün SonpBnflnseerpUso «eil 18Ö9. 127

Zuiiächst var es die totale Finstemias vom ü. Dec.
187Ü, welche tiuf Sicilien und iiii südlichen Spanien haupt-
sächlich beobachtet wurde und weitere Btiträge zur besse-
ren Kennlüiaa der SoiineuumhiiUung lieferte.

Auf Tafel III erblickt mau oben die Corona, wie sie
durch Professor Winlock unter Asaiäteuz des Photogrnphen

Fig. 51,

VYiLi.AUti 7.11 Xerez in Spanien aufgenommen wurde. Die
Expoäitioosdauer betrug l' ^ Minuten. Im Ost uml West,
also in der Aequatorregioii der Sonne, ist ein Theil der
Strahlen nicht zur Darstellung gelaugt, weil sie durch das
Diaphragma, welches das Gesichtsfeld des Fernrohres be-
grenzte, leider abgeschnitten wunlen. A. Bbi>thebs aus
Manchester hui in Syrakus auf der Insel Sicilien die

128 Di* Spficfrulaiialysc.

Sonne währentl der Totalität photographirL Von fünf
Bildern ist dasjenige auf Tafel III unten das gelnugensU-.
Es wurde wühlend der letzten W Set'uiiden der Totalität
erhiitten und zeigt deshall) auf der westlichen Seite eioeii

grösseren Theil dur Corona als auf der OstsL'ite, wo sie
die Mondscheibe theilwdse verdeckt.

Die Sonnenfinsterniss vom li. December 1871 lieferte
wiederum zahlreiche photographische Aufnahmen. Beson-
ders die Bilder, welche Lord Ldjdsay durch Davis in
Indien aufnehmen liess, sind sehr gelungen. Fig. ft4 giebt
eine gutreuc Nachbildung eines derselben.

Das Spectrum und die Natur der Protuberanzen. 129

Von späteren Sonnenfinsternissen, die photographisch
aufgenommen wurden, sei hier zunächst nur noch diejenige
vom 29. Juli 1878 erwähnt. Sie ereignete sich nämlich
zu einer Zeit, in welcher die Sonne fleckenfrei und über-
haupt im Minimum ihrer Activität war. Professor Henry
ÜRAPER hat sie zu Rawlius (Wyoming Territ.) in vorzüg-
licher Weise photographisch aufgenommen. Die Fig. 56 ist
eine genaue Reproduction der ÜRAPKR'schen Photographie.

14. Das Spectrum und die Natur der

Protuberanzen.

Bei der Sonnenfinstemiss vom 18. August 1868 wurde
das Spectrum der Protuberanzen von Herschel in Sam-
khandi, von Haig in Beejapore, von Tennant und Janssen
in Guntoor, von Rayet und Hatt in Wha-Tonne über-
einstinmiend als aus wenigen hellen Linien bestehend er-
kannt und damit constatirt, dass diese Gebilde aus glü-
henden Gasen bestehen, in denen das Wasserstoffgas der
vorwiegende Bestandtheil ist. Das Spectrum dieses Gases
ist bekanntlich durch drei helle Linien charakterisirt
(Farbentafel zu Band I, Nr. 6), von denen die erste rothe
mit der FRAUNHOFER'schen Linie C, die zweite grünblaue
mit der Linie F übereinstimmt, die dritte dunkelblaue
aber nahe vor der Linie G liegt. (S. Fig. 66, Nr. 2.)

Die Fig. 66 enthält ausser den beiden Vergleich-
spectren Nr. 1 (den Hauptlinien des Sounenspectrums) und
Nr. 2 (den Hauptlinien des Wasserstoffgases) in Nr. 3, 4,
5 und G die Spectra der Pro tuberanzen, wie sie von
Rayet, Herschel, Tennant und Lückyer beobachtet
worden sind.

Rayet, welcher sein Spectroskop a vision directe vor-

Schftten, Spectralanalyse. II. 9

zugsweise auf die grosse IVotuberaiiz gerichtet hielt und
ea in alle Stellungen zu derselben bi'iichte, gewahrte nean
helle Linien, entspredieod den dunklen Liuieti B, O, E,

Das Spectnun und die Natnr der Protnberanzen. 131

by Fy Gj ausserdem eine gi'üne Linie zwischen b und F und
eine blaue vor O (Nr. 3). Diese Linien erschienen sehr
hell auf dunklem Grunde, so dass ihre Lage leicht fest-
gestellt werden konnte. Die hellen Linien 2), Ej F er-
schienen im umkehrenden Fernrohre des Spectroskops feiner
und schwächer nach unten verlängert, also von dem Sonnen-
rande abgekehrt, was darauf hindeutet, dass ein Theil der
glühenden Gasmasse, aus welcher die Protuberanz bestand,
sich in stark verdünntem Zustande hoch aufwärts in die
Sonnenatmosphäre hinein erstreckte.

Hebschel (Nr. 4) beobachtete mit einem dreiarmigen
Spectralapparat, der für diese Zwecke besonders construirt
und zu Messungen der Spectrallinien eingerichtet war. Bei
dem ersten Blick nach der Protuberanz erschien das Spec-
trum in der Form von drei lebhaft glänzenden Linien, von
denen die orangefarbene mit D zusammenfiel, die rothe
aber weder mit B noch mit C und ebenso die blaue nicht
mit F zu stimmen schien.

Tennant (Nr. 5) benutzte ein Spectroskop ähnlich
demjenigen, welches von Hugoins zu seinen Untersuchungen
über die Spectra der Fixsterne und der Nebelhaufen an-
gewandt wird*. Das Protuberanz-Spectrum zeigte sich ihm
in der Form von fünf hellen Linien, von denen drei mit C,
D und b genau übereinstimmten, die grünblaue jedenfalls
sehr nahe an F und die dunkelblaue nahe bei G lag. Zu
genaueren Messungen dieser letzteren Linien fehlte es an
Zeit; aus den Beobachtungen von Ratet geht indessen
wohl mit Gewissheit hervor, dass die erste dieser zweifel-
haften Linien wirklich mit jF, die andere aber mit der
vor G liegenden Wasserstoflflinie Hy zusammenfiel.

Janssen sandte die erste telegraphische Nachricht
nach Europa, dass das Spectrum der Protuberanzen aus

132 Die Spectralanalyse.

glänzenden Linien bestehe und demnach dieselben unge-
heur<* glühende Gassäulen seien, deren Hauptbestandtheil
das Wassei stoft'gas ausmache. Bei der Beobachtung wurde
der Spalt dicht an dem vorrückenden Mondrande gehalteu,
tangential an dem Punkte, wo die letzten Sonnenstrahlen
verschwinden mussten. Mijt dem Erlöschen des letzten
Strahles Z(*igten sich plötzlich zwei neue, aus fünf oder
sechs hellen Linien bestehende Spectra (Fig. öOj Nr. 8);
die Linien waren roth, gelb, grün, blau, violett, und beide
Spectra, die durch einen dunklen Zwischenraum von ein-
ander getrennt waren, entsprachen sich Linie für Linie
vollständig. Als Janssen das Spectroskop verliess und
einen Blick in den Sucher (Fernrohr) warf, erkannte er
soglei<'h, dass die beiden Spectra von zwei prachtvollen
Protuberanzen herrührten, welche rechts und links von
dein Punkte, wo der letzte Sonnenstrahl verschwunden war,
auf dt in schwarzen Mondrande glänzten. Eine derselben
(M-reichte eine Höhe von 3 Minuten und glich einer Hoh-
ofeiirianinic, welche von der Gebläseluft gewaltsam an-
;n4acht mit grosser Heftigkeit aus dem Ofen hervorbricht;
die andere gewährte den Anblick einer zusammenhängenden
Kette von weit ausgedehnten Schneegebii'gen, die auf dem
MoiidraiKle aufzuruhen und in dem röthlichen Scheine der
untergehenden Sonne zu glänzen schienen. Da die Haupt-
linien des Spectrunis mit den FRAüNHOFKK'schen Linien C
und F zusammenfielen, so erklärte Janssen sofort, dass
das Wfifisrt'xtoffi/ns einen wesentlichen Bestandtheil der
Protuberanzen ausmache.

Fassen wir alle am l^. August lbG8 gemachten spec-
tialanaly tischen Heobachtungen der Protuberanzen zu-
sammen, so gelangten wir mit Ausscheidung des minder
Wichtigen zu folgenden Resultaten:

Da» Spectnim niid die Natur der Protuberanzen. • 131^

1 ) Diis Spectrum der Protuberanzen besteht aus einigen
hellen, intensiv leuchtenden Linien, unter denen die Wasser-
stofflinien Ha •= C, Hfi = F und Hy nahe bei G be-
sonders hervortreten.

2) Die Protuberanzen sind glühende Gasmassen, vor-
zugsweise glühendes Wasserstoffgas ; sie hüllen den ganzen
Sonnenkörper ein, oft auf äusserst weite Strecken nur in
einer niedrigen Schicht, oft auch in massenhaften, localen
Anschwellungen, welche zuweilen eine Höhe von 20000
Meilen und mehr erreichen.

Bei der amerikanischen Finsterniss vom T.August 1869
haben Professor Habkness in Des Moines, ganz besonders
aber Professor Ygüng in Burlington die Spectra der ver-
schiedenen Protuberanzen untersucht. Ersterer benutzte
(Bin gewöhnliches einfaches Spectroskop mit einem einzigen
Prisma von 60^ welches vor der Beobachtung noch mit
einem Mikrometer versehen worden war. Bei der geringen
Dispersion eines solchen Instrumentes können die Ab-
messungen der Linienabstände des Spectrums verglichen
mit denen der KiKCHHOFF'schen Scala keinen Anspruch
auf Genauigkeit haben. Harkness hat die Theile seines
Mikrometers nach den Hauptlinien Frauniiofer's mit den
KiBCHHüFF'schen Millimeterzahlen derselben Linien ver-
gUchen und die beobachteten hellen Linien der in Fig, öl
benannten Protuberanzen mit folgenden KmcHHOFF'schen
Zahlen bezeichnet:

Protub. a gab annähernd die Linien: 093, 1007, 1497 ^K...

Protub. r g^h annähernd die Linien: 698, 1007, 1497, — 2069.

Protub. e gab annähernd die Linien: 693, 1007, 1497, 1611,2069,2770.

Protnb. /■ gab annähernd die Linien: 693, 1007, 1497, — 2069, 277(L

Vergleicht man diese nur annähernd richtigen Ab-
lesungen mit den KiRCHHOFF'schen Zahlen für die wich-

Die 9[ieclraliinaljae

tigei-en FaACNHoPKE'schen Linien, so ergiebt sich, dnss
die bellen Linien der beobacbteten ProtuberanKen wahr-
scheinlich 694 = C (7/oJ, 1017 = Oj (liin'er i),), 2(i80
= F (Hß), 27D6 = Hy, sowie die Linie U74 vor E
(statt 1497) gewesen sind.

Weit genauer sind die Beobachtungen und Messungen
von YouuG, dessen Iiisti'ument aus 5 Prismen. Jedes von
45" mit Seitenfläihen von 2'/) und 3'. 4 Zoll, bestand.
Fig. 57 zeigt, in welcher Weise dieses zusauimengesetete

Fig. hl.

Spectroskop P mit dem Teleskop A, einem Kometensiu^OT
von 4 Zoll Oeffuung und 30 Zoll Brennweite, verbunden
war. Der Collimator C hatte einen verstellbaren Spalt von
Va ZoU Länge; letzterer war mit einem Vergleichsprisma
versehen, um das Licht der vermittelB des elektrischen
Funkens glühend gemachten irdischen Stoffe oder einer
GEisaLKß'scben Robre durch die eine Hälfte des Spaltes
in den Appai'iit z\x fuhren; durch die Zuleitungsdräbte L
konnten die Elektroden von Piatina mit einem Funken-
Inductor in Verbindung gesetzt werden. Bei Ä befand
sich dicht vor dem Spalte eine emgetheilte Scheibe, jfteldie

Dan Spectmm ddü die Natur der Protnberanzen.

135

Fig. 58.

in der Mitte einen '/g Zoll weiten kreisfÖnuigeti Quei'schnitt
bitte und dazu diente, das Bild der Sonne scharf auf den
Spalt einzustellen und jeden Theil des Sonnenbildes nach
Be[ie))eii auf denselben zu richten. Die Dispersion der
fünf Prismon betrug zwischen den Linien A und H unge-
fähr t)0° und die totale Ablenkung für die Linie D gegen
leS". Die Büchse P mit dem Prismeiisystem und die
FiismeD selbst unter einander waren so
gestellt und durch Bolzen b, b mit dem
Teleekop A verbunden, dass alle Linien,
.welche die Mitt« des Sehfeldes einnahmen,
sich in der vortheilbaitesten Lage befan-
den; Abb Sehfeld umfasste die Linien D
imd E gleichzeitig. Das Beobachtungs-
femrohr E konnte vermittels einer Mikro-
melerschraube T um einen Bolzen gedreht
and Bo auf alle Linien des Spectrums ein-
gestellt werden; das Ocular hatte ausser-
dem noch ein Mikrometer M.

Das Spectrum der Sonne war unge-
ßhr l", Zoll breit und 45 Zoll lang und
zeigte alle Linien der KiacHHOFP'schen
Zeichnung. Die Angabe des Instrumentes ^^^ prCiuhtMnitn
»IT durch wiederholte Vergleichung und
Messongen von 42 Intervallen zwischen den Hauptlinien
auf der ganzen Länge des Spectrums von A bis G mit
den KmcHHOFP'schen Tafeln vergleichbar gemacht.

Vor dem Eintritte der Totalität wurde der Spalt xs,
Fig. dS, so auf den Rand MN der Sonne gerichtet, dass
er senkrecht zu der Tangente ac derjenigen Raiidstelle
stand, wo mit dem Eintreten des Mondes in die Sonnen-
Echeibe (im umkehrenden Teleskop am linken Rande) der

IStf Kir i^iiPi'tnilanalTw.

crftte Coiitnct erfolgen musite. Oaa Spectrom besteht n
solchen Fällen, wie wir noch näher ausfuhren werden, au
üwei über einiuider st«ttenden Hälften, von denen die «ae
sehr intonsive ab cd das Spectrutn dur Sonne, die sndnr
ein <iehr matU's, infolge der grossen Dispersion des Uiiite»
stwk abgebhisst«s Spectrum arfr äea diffusen Atmosphii»-
lichtus ist. Beide Spectra sind von den KRAUKnoFSB'srba
Linien gleich»] äsaig durchzoiteii. wie es die J-'iff. :V* für

iln« Stiii'k des Speclnims zwischi-u IS uml '.' hhIivt i
Tiifft liii- eine Spalthälfte zufiillig nuf eine Protub«
so emchoineii auf dein uiatten Si)ectrum des Ta(
zugleich die hellm Linien des in dieser fVotaberanz |
hendoii tiases, also insbeeondere die W^s!^e^stA>ffliI)ielt1
(rotli) nnf f?, Iffi (grünl auf F und liy (blau) nahe i
Bowie die hellen Linien der anderen, in der rrotnlte
^riHtanden .SlofTc, fiklls soliJie darin vorhanden sind.
faon voi- dein Eintreten des Mondee in die i
licüiiinJilete YousG, als er das Beobachtnnj

I.'W l>iP SpiTlriiliiiiiiljee.

erste Cuntsict erfolgen musste. Das Spectruiii bestellt in
solchen Fällen, wie wir noch uäher ausftibreD werdeTi, aus
zwei über einander stehenden Hälften, von denen die eine
sehr intensive ah cd das Spectrum der Sonne, die andere
ein sehr mattes, infolge der grossen Dispersion des Lichtes
stark abgeblasstes Spectnim aefr des diffusen Atmosphären-
lichtes ist. Beide Spectra sind *on den FBAüNMOFBB'schen
Linien gleiubniassig durchzogen, wie es die Fig. Sit für

Fig. ;

(las Stück des Spectnims zwischen ß und (.' näher zeigt.
Trifft die eine Spalthälfte zufällig auf eine Protnbcrauz y/,
so erscheinen auf dem matten Spectruni des Tageslichtes
Migleich die hellvn Linien des in dieser Frotuberanz glü-
henden Gases, also insbesondere die Wassersli>ft'linien Ha
(rotb) auf C, Ufi (grün) aiif F und i/yOilau) nahe vor 0,
sowie die hellen Linien der anderen, in der l'rotuberanz
glültenden Stoffe, falls solche darin vorhanden sind.

Schon vor dem Eintreten des Mondes in die Sonueii-
scheibe beobachtete Youkg, als er das Beubuchtungsrolir

Das Spectrum und die Xatur der Protuberanzen. VM

auf die Linie C des Spectrums richtete, eine sehr helle
rothe Linie m auf dem dunklen Spectrum der Sonnen-
umgebung genau in der Verlängerung der dunklen Linie C
der Sonne selbst, ein Anzeichen, dass die Sonne an dieser
Stelle von einer Schicht glühenden Wasserstoffs umgeben
war, deren Höhe aus der Länge der hellen Linie m sich
auf 1000 bis 2500 geographische Meilen berechnen liess.

Nun ist klar, dass der Mond in seinem Vorrücken
gegen die Sonne zuerst diese Wasserstoffschicht bedecken
muss. Der Beobachter erkennt den Eintritt des Mondes
in diese Schicht und sein Vorrücken durch dieselbe an
der Verkürzung der hellen rothen Linie m und er kann
den Moment des ersten Contactes zwischen dem Monde
und der Sonne mit grosser Genauigkeit bestimmen, wenn
er die Zeit notirt, wo diese Linie vollständig verschwindet.
Ganz dasselbe geschieht, wenn man statt der Linie C die
Linie F in das Sehfeld des Beobachtungsrohres bringt,
jedoch empfiehlt sich zu diesem Zwecke die rothe Linie
Ha besser als die grünblaue Hß.

Schon Fayi: hatte die Anwendung dieser Spectral-
methode zur genauen Beobachtung des ersten Eintrittes
des Mondes, der Venus oder eines andern Planeten in
die Sonnenscheibe in Vorschlag gebracht; Young hat die-
selbe ausgeführt. Kurz vor dem Beginne der Totalität
wurde der Spalt auf die in Fig, öl mit d bezeichnete
Protuberanz gerichtet und die Linie C in das Sehfeld ge-
bracht. Mit dem Eintritte der Totalität erglänzte die
rothe Linie //« äusserst intensiv, aber sie durchzog wegen
der geringen Höhe der Protuberanz nicht die ganze Breite
des Spectrunis. Unterhalb C nach A hin wurde keine
helle Linie wahrgenommen, eben so wenig zeigte sich eine
solche zwischen C und D. Dicht hinter der zweiten

\U) Diu Spectralaniilysc.

liinrciclK'iid«' Aiitiiierksaiiikcit hätte zugewandt wenieQ
können. Die wenigen Ikobaehtungon, welche theiU voii
lizinA in Aden, theils von Tkxxant in Guntoor angestellt
wnrden. k(unnien darin überein, da<« beim Eintritte der
Totalität alle dunkle Linien des Lichtsi)ectruius plötzlirh
ver«^eh\vanden und das Liebt der Corona nur ein sclnnuhf
rnntitntir/it']nn Spectruni gab. Tenxant giebt zu, das^
di<>s('> S))ectruni auch wohl noch schwache Linien gehabt
lialM'n möge, die er jedoch nicht habe wahmelimen können,
weil er, um überhaupt etwas zu sehen, den Spalt seines
Instrumentes weit ger>t}net habe und folglich etwaige Linien
in einander hätten vertliessen müssen.

Die amerikanisehe Finsteniiss (18G9) hat über das
Spi'ctrum und damit zugleich über die Natur der Corona
ein rcMcheres Material geliefeil, welches zunächst die frü-
heren lieobaclitungt'n. dass dieses Spectrum keine dunkle
Linien hat, i)estäti<j>t.

ricKKi{iN(T, IIakknkss, Young u. A. stimmten darin
ülHMein, (lass in dem Augenblick, wo der letzte Strahl der
Sonn«' vcrM-liwand, auch sinnmtliche FRAüNHOFEn'sche Linien
jius dem S])e(trum vei'sehwanden. In den kleineren Instru-
menten von Pi(;ki:kin(; un<l Harknkss, deren Gesicht^^tekl
*imss war, rührte das Speetrum von der Corona, den
IVotuluran/en und tiem Himmel in der Nahe der Sonne
her. Während der TotMÜtät zeigt^Mi diene Instrumente
ein seil waches eontinuirhehes Spectrum, das von dunklen
Linien trei, daj^egen von ztni bis (ftwi hvllva Linien durcli-
/o«^en wMi".

YorNc;, (lesM'ii Speetrosko]» (Fltj. nl) aus liinf Prismen
bestand. I'nnd im Sp(»etnim der Corona die drei hellen
Linien, wehbe .inf Tafel IV, Xr. 2, bezogen auf die daniber
stehendem Millimeterscala Kikchhoff's, in der Farbe, in

Dm S]HMrtmni und illi> Nntnr i]pr CorouB. 111

welcher sie erBcbieneu, eingetragen sind. Diese Linien
waren 1250+20, 135(H-20 und 1474.

Die Wellenlänge der Linie 1474 beträgt nach An«-
STRöH O.Wt05.5159 mm. üebrigens ist das Ziisammenlalten
derselben mit einer Eisenlinie nur scheinbar und bedingt
durch eine zu geringe Dispersion des benutzten Speetro-
ftkops. Im Jnlire 1876 fand nämlich Yoünh unter An-
wcnduu); eiues mächtigen Spectralapparates, dass die ge-
nannte' Linie in Wirkliclikeit doppelt ist Die brechbarere

Pig-

n).

^■^■H

TOD beiden erscheint etwas nebelig, die andere dagegen
scharf und nohlhegrenzt. Erstere ist die vrirkbche Corona-
Uoie, die andere aber gehört dem Eiseiidampfe an. Fig. HO
giebt eine Dai'stelhug des Specti'ums nahe der in Reiie
stehenden Linie nach einer Zeichnung von Youko.

Welche SubstaiiK diese Coronalinie erzeugt, ist zur Zeit
noch völlig unbekannt. Winlook hat zwar im Spectrum
eines hellen Nordlichtes uuter fünf von ihm gesehenen Linien
auch eine solche nahe l)ei 1474 (K.; gesehen (Tafel IV,
Fig. 3) und Youxo schtosa damals auf die Identität dieser

Das Spectrnm und die Natur der Protuberanzcn. 187

auf die Linie C des Spectrums richtete, eine sehr helle
rothe Linie m auf dem dunklen Spectrum der Sonnen-
umgebung genau in der Verlängerung der dunklen Linie C
der Sonne selbst, ein Anzeichen, dass die Sonne au dieser
Stelle von einer Schicht glühenden Wasserstoffs umgeben
war, deren Höhe aus der Länge der hellen Linie m sich
auf 1000 bis 2500 geographische Meilen berechnen liess.

Nun ist klar, dass der Mond in seinem Vorrücken
gegen die Sonne zuerst diese Wasserstofischicht bedecken
muss. Der Beobachter erkennt den Eintritt des Mondes
in diese Schicht und sein Vorrücken durch dieselbe an
der Verkürzung der hellen rothen Linie m und er kann
den Moment des ersten Ck)ntactes zwischen dem Monde
und der Sonne mit grosser Genauigkeit bestimmen, wenn
er die Zeit notirt, wo diese Linie vollständig verschwindet.
<ianz dasselbe geschieht, wenn man statt der Linie C die
Linie F in das Sehfeld des Beobachtungsrohres bringt,
jedoch empfiehlt sich zu diesem Zwecke die rothe Linie
Ha besser als die grünblaue Hß.

Schon Fayi«: hatte die Anwendung dieser Spectral-
methode zur genauen Beobachtung des ersten Eintrittes
des Mondes, der Venus oder eines andern Planeten in
die Sonnenscheibe in Voi'schlag gebracht; Yoüng hat die-
^Ibe ausgeführt. Kurz vor dem Beginne der Totalität
^urde der Spalt auf die in Fig. 61 mit d bezeichnete
Protuberanz gerichtet und die Linie C in das Sehfeld ge-
dacht. Mit dem Eintritte der Totalität erglänzte die
rothe Linie //« äusserst intensiv, aber sie durchzog wegen
^^r geringen Höhe der Protuberanz nicht die ganze Breite
des Spectrunis. Unterhalb C nach A hin wurde keine
"^lle Linie wahrgenommen, eben so wenig zeigte sich eine
solche zwischen C und D. Dicht hinter der zweiten

\-U) Die Spectralanalyso.

hiiuT'iclKiuh» Aut'nuM'ksjiinkcit hätte zugewandt wenleu
köiiiKMi. Die wenigen Beobachtungen , welche theils vun
llziHA in Ad(MK theils von Texnant in Guntoor angestellt
wurden. k<unnien (hirin überein, dass beim Eintritte der
Totalität alle dunkle Linien des Lichtäpectrums plötzlirh
verseilwanden und das Licht der Corona nur ein schfnrrhf*

rinifinnir/irhrs SpCtrtl'Uni gab. TkNXANT giebt ZU, das*

dieses Speetruni auch wohl noch schwache Linien gehabt
haben ni(')ge, die i*r jedoch nicht liabe wahrnehmen können,
weil er. um überhaupt etwas zu scheu, den Spalt seines
Instrumentes weit geiittnet habe und folglich etwaige Linien
in einander hätten vertlit^sen müssen.

Die amerikanische Fiusterniss (18(>1)) hat über das
Speetrum un«l damit zugleich über die Natur der Coronn
ein reicheres Material geliefert, welches zunächst die frü-
heren Heobaehtungen, dass dieses Spectrum keine dunkle
Linien hat, bestätigt.

TicKKuiNci, IIauknkss. Young u. A. stimmten dariu
iiberein, (hiss in dem Augi^nblick, wo der letzte Strahl der
Sonne vei sehwand, auch sä mm 1 1 iche FRAUNHOFKB'sche Linien
aus (h'm Spertrum vei-seh wanden. In den kleineren Instru-
menten von PirKKinx«; und Hakkxkss, deren Gesichtsfeld
^M'oss war, rührte «las Spectrum von der Corona, den
l'rotuheranzen und dem Himmel in der Nähe der Sonne
her. Während der Totalität zeigton diese Instrumente
ein sehwaehes eontinuirliches Spectrum, das von dunklen
Linien trei. <lageg(»n von zfni bis dn't hrllm Linien durch-
zof^fu war.

YnrN(i. desM-n Spectrijskop (I"fi]'f>7) aus fiinf Prismen
iM'stand, tand im Spectrum der Corona die drei hellen
Linien, welciie auf Tafel IV. Nr. 2. bezogen auf die darül>er
stehende Millimeterscala KjKrHiioFi?''s, in der Farbe, in

wahrscheinlich der Corona angehörend.

Das Spectmm und die Natar der Corona. 139

ein klares Bild des Protuberanzen-Spectrums, wie es sich
zur Zeit der Totalität einer Sonnentinsterniss dem Auge
darstellt. Selbstverständlich fehlt dann die obere Hälfte des
Bildes oder das Sonnenspectrum ; statt dessen zeigte sich
auf dem Spectrum der Protuberanzen noch ein schwaches
continuirliches Spectrum, ohne irgend eine Spur von dunklen
Linien, welches ohne Zweifel der Corona angehörte,

Stellen wir die hellen Protuberanzlinien nach der
damaligen Beobachtung von Yoüng nochmals in ihrer
Reihenfolge vom Roth bis Blau übersichtlich zusammen,
80 standen sie nach der KiECHHOFF'schen Scala auf fol-
genden Zahlen:

1) 694 ... C = IIa.

2) 1017,5 . . . />j (weder dem Wasserstoff noch dem Natrinm angehörend).
8) 1250+20

4) 1350+20

5) 1474

6) 2080 . , . F — Hß.

7) 2602+2 (auch von Lieutenant Hkrschel zwischen F und G bei der

Finsterniss vom 18. August 1868 beobachtet).

8) 2796 . . , Hy.

9) 3370,1 . . . h = HS,

Die Resultate der spectroskopischen Beobachtung der
Protuberanzen, welche die Finsterniss von 1868 geliefert
hat, erhielten also durch die Beobachtungen von 1869
ihre volle Bestätigung und die späteren Finsternisse haben
noch Erweiterungen gehefert, auf deren Bedeutung wir in
den folgenden Paragraphen zurückkommen werden.

15. Das Spectrum und die Natur der Corona.

Bei der indischen Sonnenfinsterniss (1868) nahm die
spectroskopische Untersuchung der Protuberanzen die Be-
obachter zu sehr in Anspnich, als dass der Corona eine

140 Die Speciralanulysc.

hinreichende Aufmerksamkeit hätte zugewandt werden
können. Die wenigen Beobachtungen, welche theils von
RziHA in Aden, theils von Tennant in Guntoor angestellt
wurden, kommen darin überein, dass beim Eintritte der
Totalität alle dunkle Linien des Lichtspectrums plötzlich
verschwanden und das Licht der Corona nur ein schwaches
confmtu'rlfches Spectrum gab. Tennant giebt zu, dass
dieses Spectrum auch wohl noch schwache Linien gehabt
haben möge, die er jedoch nicht habe wahrnehmen können,
weil er, um überhaupt etwas zu sehen, den Spalt seines
Instrumentes weit geöffnet habe und folglich etwaige Linien
in einander hätten verfliessen müssen.

Die amerikanische Finstemiss (1869) hat über das
Spectrum und damit zugleich über die Natur der Corona
ein reicheres Material geliefert, welches zunächst die frü-
heren Beobachtungen, dass dieses Spectrum keine dunkle
Linien hat, bestätigt.

Pickering, Harkness, YouNa u. A. stimmten daiin
überein, diiss in dem Augenblick, wo der letzte Strahl der
Sonne verschwand, auch sämmtliche FRAUNHOFER'sche Linien
aus dem Spectrum vei^schwanden. In den kleineren Instru-
menten von PxcKERiNG und Harkness, deren Gesichtsfeld
gross war, lührte das Spectrum von der Corona, den
Frotuberanzen und dem Himmel in der Nähe der Sonne
her. Während der Totalität zeigten diese Instrumente
ein schwaches continuirlichos Spectrum, das von dunklen
Linien frei, dagegen von zwei bis di^ei hvllvti Linien durch-
zogen war.

YurxcT, dessen Spectroskop f/'V//. 67) aus fünf Prismen
])estand, fand im Spectrum der Corona die drei hellen
Linien, welche auf Tafel IV, Nr. 2, bezogen auf die darüber
stehende Miliimeterscala Kirchhofe's, in der Farbe, in

Baa Spectrnm und die Natur der Corona. 143

den hellen Linien der Protuberanzen der Fall ist. 2) Das
grüne Bild der inneren ringförmigen Corona war ganz
gleichförmig und am deutlichsten ausgeprägt; am schärf-
sten zeigten sich seine höchsten Theile, obwohl das Licht
an diesen oberen Stellen weniger intensiv war als an der
Basis. Es ]iatte anscheinend eine ganz kreisförmige Ge-
stalt und erstreckte sich bis ungefähr auf ti bis 7 Minuten
vom Sonnenrande. 3) Auch im Roth bei C zeigte sich
ein Coronabild, aber^ etwas ven^aschen und nicht so hell
wie im Grün bei 1474; selbst im Blau bei F und h zeigten
sich Spuren des Bildes, aber sehr blass und undeutlich.
4) Die farbigen Bilder standen auf einem lichtschwachen
und etwas farbigen Hintergrunde; wenn daher das Licht
der Corona noch andere Linien als die grüne 1474 ent-
hält, so sind diese jedenfalls weit schwächer als die letztere.

Bei derselben Finstemiss sah Janssen nach der ge-
wöhnlichen Methode ein schwaches continuirliches Spec-
trum und ausser der hellen grünen Linie noch dunkle,
von denen er D sicher erkannte.

Bei der Sonneufinstemiss vom 29. Juli 1878 sah Pro-
fessor Bbackett (von der Princeton-Expedition, die unter
Führung von Young zu Denver beobachtete) bei Anwen-
dung eines spaltlosen grossen Spectroskops a vision directe
von den farbigen Coronabildem keine Spur. Prof. Ygüng
benutzte ein fluorescirendes Ocular, welches das sonst un-
sichtbare ultraviolette Ende des Spectrums zeigt. Der
Apparat liess vor der Finstemiss zahlreiche dunkle Linien
in diesem Theile des Spectrums erkennen, aber während
der Finstemiss zeigte er keine Spur von hellen Linien.
Die sehr sorgfältig präparirten und empfindlichsten photo-
graphischen Platten hatten keinen bessern Erfolg, ausser
dass Dr. Drapeb, N. Lockyeb und einer oder zwei andere

■■«■f

1 1 { Dil' Spei'tntlanalyfle.

Ii(Mil):uhtor inittt'ls eines spaltlosi-ii Spectroskops einen
AlMlriick eines scliwacheu coutinuirlichen Spectrums im
ritraviolett erliielten, olme Ringe oder Zeichen irgend
^\<•li-lu'r Art. OtVenliar waren keine Linien vorbanden, die
hi;ni liättr seilen oder photograpliiren können. I^fessor
lIiMKWooi) fand das Spectruui der Corona continuirlich
und niässit; htdl, auch er konnte keine Spur von hellen
Kini^'en erkennen. Prot'. Eastman inachte den Versach,
die llölie /u messen, bis zu weleber das continuirliche
Spectruni sieh ausdehnte. Obwohl die Corona nach den
ver^('h irdenen Richtungen hin nicht gleich intensiv war,
sn verschwand das Spectruin doch fast in gleicher Höhe
rin^s um den ^'anzen Rand (Kt Sonne. Prof. Barker.
dtT /.u Rawlins «Wyoming) beobachtete, berichtet: „Als
ich meine AutinerkNanikeit dem Spectroskop zuwandte, auf
dessen Spalt liereits das Bild der Corona mittels des
Suchers einge>tellt war, wobei der Spalt eine radiale Stel-
lung hatte, zeigte mir der ei-ste Blick durch das Instru-
ment ein hellc> aber continuirliches Spectrum. Die geprüfte
(irgend war derjenige Theil des Spectrums, der vor der
TotMlität /wiM-Jieii die Nadelspitzen des Mikrometers ein-
gestellt war. (ianz unvorbereitet auf ein so unerwartetes
II CSU I tat liewegte ich das beobachtende Femrohr so, dass
das ^riinc Feld des SpiM'trums ins Ciesichtsfeld kam, da
ich sii-iier eiwartete. 1-174 (K.) zu sehen und durch das
An^x'IiiMi dieser Linie festzustellen, ob mein Apparat in
l hordnung gt'kommen. Al)er auch hier war keine helle
Mnie; der grüne Theil erschien eben so continuirhch wie
der blaue. Ich ven^igerte hierauf allmählich den Spalt
der vorlier am Sonn(>nspectrum so eingestellt war, dass
<lie />-Liuie an ihren Rändern nel)Iig ei*schieu, indem ich
liotVle, dadurch die Schürfe zu verbessern; aber mit keinem

Das S|)octmm nnd dio Natur der Corona. 145

besseren Ergebniss; es konnten keine helle Linien gesehen
werden. Zu meiner grossen Ueberraschung aber erschien,
als der Spalt so verengert war, die untersuchte Gegend,
die sich von h bis G erstreckte, erfüllt mit dunklen Linien
auf dem hellen Hintergründe, und es konnten diese dunklen
Linien erkannt werden als die FRAUNHOFEa'schen Sonnen-
linien. Noch bestrebt, helle Linien zu erhalten, öffnete
ich den Spalt allmählich, bewegte das Beobachtungsfem-
rohr über die ganze Länge des Spectrums vom Roth bis
zum Violett, wiederholte die Operation dreimal, indem ich
in jeder Gegend von Zeit zu Zeit die Breite des Spaltes
änderte; aber ich konnte keine einzige helle Linie ent-
decken. Herr Draper wurde hinzugerufen und bestätigte
diesen Befund, den er auch an seinem eigenen Spectroskop
gesehen hatte.

Ich kehrte zum Spectroskop zurück, stellte den Spalt
tangential zum Mondrande, bewegte das Beobachtungs-
fernrohr von einem Ende des Spectrums zum andern,
indem ich in Intervallen den Spalt verengerte und erwei-
terte; aber das Spectrum erschien so continuirUch wie
zuvor. Hierauf wuide der Spalt wieder radial gestellt und
nun ein anderer Theil der Corona untersucht. Bei der
Prüfung des Spectrums erschienen wieder keine helle Linien,
ausser einmal in einem Moment, als der Spalt über eine
kleine Protuberanz ging, die am Südwestrande der Sonne
vorhanden war. Da von den 1G5 Secunden nun bereits
ein Drittel verstrichen war, entschloss ich mich, die noch
übrige Zeit auf eine sorgfältigere Prüfung der Fraun-
HOFER'schen Linien zu verwenden.

Jetzt zum erstenmale, da ich die Breite des Spaltes
und seine Stellung zur Corona mit mehr Sorgfalt regulirte,
beobachtete ich, dass diese Linien nicht durch das ganze

SchtlUn, Spcctralanalysi'. 11. 10

146 Die Spectralanaljse.

Feld deutlich hindurchgingen, sondern eine Länge hatten^
die der Breite des Coronabildes auf dem Spalt entsprach.
An der Basis des Spectrums, welche der Basis der Corona
entsprach, erschienen sie hell und scharf und zwar so sehr
als in dem ähnlich concentrirten Mondlichte; gleichwohl war
das continuirliche Spectrum, das ihren Hintergrund bildete,
relativ heller als das des Mondhchtes. Es war nicht schwer,
sie als FBAUNHOFEB'sche Linien zu identificiren. So waren
b und F ganz besonders deutlich, und D, E und G wurden,
wenn sie auch weniger deutlich waren, identificirt. Sie ver-
blassten allmählich von der Basis des Spectrums nach oben
und schienen zu enden, wo das continuirUche Spectrum der
Corona oben begrenzt war. Während ich hiermit beschäf-
tigt war, zeigte ein Strahl Sonnenlicht, dass die Totalität
beendet imd die Sonnenfinsterniss von 1878 vorüber war."

Was ist nun die Natur der Corona, dieses in silber-
weissem magischem Lichte strahlenden Kranzes, welcher
zur Zeit der totalen Finsterniss die schwarze Mondscheibe
wie mit einem Heiligenschein umgiebt und dadurch dem
ganzen Phänomen einen unbeschreiblichen Reiz verleiht?
Man hat früher geglaubt, dass, während der innere helle,
an den Mondraud sich anschliessende Lichtring der Sonne
selbst angehöre, die von demselben auslaufenden Strahlen
nichts Anderes seien als die an dem dunklen und unebenen
Moudkörper refiectirten Sonnenstrahlen, welche durch eine
Art Lichtbeugung in die Atmosphäre der Erde und von
dieser durch Reflexe in das Auge des Beobachters gelangten.

Ohne die Möglichkeit zu bestreiten, dass auf diese
oder eine ähnliche Weise in einzelnen Fällen scheinbare
Strahlungen entstehen mögen, darf man doch sicherlich
die Strahlung der Corona im Allgemeinen auf ein solches
optisches Phiinonien nicht zurückführen.

Das Spectrnm und ilie Xatnr der Corona. 147

Die Vergleichung der photographischen Bilder fuhrt
ferner zu der Wahrnehmung, dass in dem Miisse, wie der
Mond fortrückte, die Corona am östHchen Rande der Sonne
immer mehr bedeckt, am westUchen Rande immer mehr
frei wurde, der Lichtkranz sich also nicht mit dem Monde
fortbewegte, sondern unverändert während der ganzen
Finsterniss stehen bh'eb.

Dass also die Corona der Sonne angehört, darüber
kann kein Zweifel bestehen, um so dunkler ist dagegen
noch ihr Wesen selbst. ZiemUch sicher ist zunächst nur,
dass, nach Ausweis der Finsternissbeobachtungen bis 1878
inclusive, die Ursache, welche eine elfjährige periodische
Veränderung der Fleckenhäufigkeit der Sonne bedingt, in
ähnlicher periodischer Art auch die Corona afficirt. „In den
Jahren 1869, 1870 und 1871," sagt Prof. Yoüng, „waren
die gasigen Bestandtheile der Corona, der Wasserstoff und
die ,1474-MaterieS in solcher Menge und Beschaffenheit
vorhanden und sie erhoben sich so hoch über die Oberfläche
der Sonne, dass ihre Linien im Spectrum der Corona
deutUch waren und die Aufmerksamkeit der Beobachter
stärker anzogen als das schwache continuirliche Spectrum
des von deij kleinen festen oder flüssigen Körperchen, die
gleichfalls einen wesentlichen Theil der Corona bilden,
ausgestrahlten und reflectirten Lichtes; 1878 ist das Ver-
hältniss umgekehrt Die Gase sind entweder ihrer Menge
nach zu gering oder zu kühl, um sichtbar zu sein."

Die Discussion der Ergebnisse, welche besonders die
Finsterniss vom 29. Juli 1878 lieferte, führte A. Schuster
zu dem etwas gewagten Schlüsse, dass, indem das Erscheinen
eines continuirlichen Spectrums auf die Gegenwart fester oder
flüssiger Theilchen lünweist, man an eine Materie denken
müsse, die nach Art von kosmischen Meteoren in die Sonne

10»

1 18 Die Spectralftnalyse.

^,li£.' \\i\h\ Man kann sich diese vorstellen als ein Reg

Mitcoren, der aus allen Richtungen auf die Sonne nie
- , und dabei in reiloctiilem Sonnenlichte leuclitet? al

I ! ^^leieh auch infoijL^e der ungeheuren Erhitzung, wel

Partikelchen erleiden, eigenes Licht aussendet. Auch

■4h

tindet es wahrscheinlich, dass, während die gasig<

* Üi niente der Corona streng zur Sonne gehören, die nie

fl5[: l'(irnii«j:e Substanz, d(»r Corona-Staub oder -Nebel, voi

dem und sehr wahrscheinlich meteorischem Ursprui

^^-. SciirsTKK hat folgende Hypothese zur Erklärung <

*jil* scheinun^iMi aufgestellt: „Ein Mcteorschwarni krc

i|9-[: die Sonne in einer sehr exceutrischen Bahn. Bei

J'i'. reriheldurcligang geht eine Anzahl von Meteoi-en

w,}(f; Stmne auf, und zwar wegen der gesteigerten Häutigkc

[ijij; Zusaiiinienstosses unter einander und der Auflösung

f:':;!^' iler Teniperatuisteii^erung und des Eintretens in die S

i-iF-l ti-niiKM-atur. Die loirale Teniperatursteigerung. die

^fi. das Hineinfallen veranlasst wird, imiss an der Obc

Tr..:«! der Sonne Stniniungen erzeugen und Cyklone en

£',;(■' hissen, die wir Scninentlecke nennen. Wenn die 3

'r;'tJ ' i'iiie Periode haben, so dass alle elf Jahre eine zahlr

•rhi Miiij^e ilurch da^ PiM-ihel geht, dann wii'd sich eine

ilfhj! Anzahl von Sonnenih-cken bilden, und gleichzeitig ^

,^ y: wir i'inen l.'ntiTschied in dem Aussehen der Coroi

*'^i obachten, der widil von der Art sein könnte, wie b

■jij,"| wirklich beobachtet hat." Hei dem gegenwärtigen i

^!|. der WiNseiischaft iM die Erai'e nach der Natur der (

i:;(i' nur hvpoth<*tisch zu beantwiu'ten; es wird ferneren

^ij.« niltigen Heobachtungen bei späteren totalen Sonnenfi

riij;: ni-^scn voiliehallen bleiben, weitere Erfiihrungen zu

j:;jj»j" mein, um die bereits jetzt gewonnenen Ansichten zu sl

-,|Ii ' oder andere an denni Stelle zu setzen.

* ■ j! -• ■

Das Tclespectroskop n. die Beobachtnog des rrotuberauzspvctrams. 1 19

16. Das Telespectroskop und die Methode,
das Spectrum der Protnberanzen bei Sonnenschein

zu beobachten.

Schon im October 1866 theilte J. Norman Lockyer
der Royal Society zu London eine Methode mit, um das
Spectruni der Protuberanzen zu jeder Zeit, wenn die Sonne
sclieint, zu beobachten; aber seine Bemühungen blieben
ohne Ei-folg, weil die von ihm angewandten Spectralappa-
rate eine zu geringe Dispersionskraft hatten.

Als Janssen bei der Beobachtung der Sonnenfinster-
niss vom 18. August 1868 von dem ausserordentlichen
Glänze der Protuberanz-Linien überrascht wurde, rief er
bei dem Wiedererscheinen der Sonne und dem Verschwin-
den der Protuberanzen aus: „Je reverrai ces lignes la en
dehors des echpses!" Aber Wolken verhinderten ihn,
noch am selbigen Tage seine Absicht auszuführen. Am
19. August war er vor Tagesanbruch aufgestanden, um
den Sonnenaufgang zu beobachten. Kaum hatte sich das
Tagesgestirn in seinem vollen Glänze über den Horizont
erhoben, als es ihm gelang, das Spectrum der Protube-
ranzen in voller Klarheit zu sehen. Der Anblick des
vorigen Tages war vollständig verändert. Die Vertheilung
der Gasmassen war rings um die Sonne herum eine ganz
andere geworden, und von der grossen Protuberanz wturen
kaum noch einige Spuren übrig geblieben. Von diesem
Tage an studirte Janssen in Indien siebzehn Tage lang
hinter einander die Protuberanzen und entwarf Zeich-
nungen, aus denen hervorging, dass diese Gasmassen mit
ausserordentlicher Geschwindigkeit Gestalt und Ort ver-
ändern. Der Bericht von Janssen, in welchem er seine
neue Entdeckung dem französischen Minister des Unter-

15<> I>i»* Spectralaualyse.

richts iiiittlu*iltc\ ist vom 19. September aus Korana^h
«latirt.

L(kkyi:k liatte inzwischen sein Instniiiieiit verbesseit;
iil»rr eist am 1(). October 1868 kam er in den Besitz des-
sellx'ii, als die Nachricht von der Entdeckung Jaxssex's
Knropa längst erreicht hatte. Am 20. October war das
TvJt'spi'ctroüknp* so weit aufgestellt, dass damit Beol)-
achtmijr^^n angestellt werden konnten, und noch an dem-
selben Tage konnte Lückyer an die Royal Society in
London schreiben:

„Irh hab(! diesen Morgen mit vollständigem Erfolge
das Sprctiinn einer Sonnenprotuberanz erhalten und beob-
achtijt. Das Resultat ist das Auftreten von drei hellen
Linien in folgender Lage (Fhj.öÖ^ Nr. 6): 1) eine Linie
voll>tän(li;; coineidirend mit C, 2) eine Linie coincidirend
mit /•', .*>) eine Linie nahe bei />."

Dtf'sc dritte- imtner sehr feine Linie nahe bei D ist
um 1» bis 10 (irade der KiucnnüFF'schen Scala brechbarer
als die brechbarste der beiden D-Linien (d. h. sie liegt
weiter nach dem (irün hin) und wird mit D^ bezeichnet

In einer folgenden Mittheilung an Warrex dk la Rüi
irkliirt Lockvkk, tlass die Protuberanzen bloss locale An-
hiiufmii^en «'iner glühenden gasigen Materie seien, welche
dii" ganze Sonne einhülle, und dtiss er auf allen Seiten
der Sonne das charakteristische Speetrum der Protube-
ranzen wahrnebmen könne. Er giebt die Dicke dieser
(ia^bülle auf ungefähr KHK) geographische Meilen an,
macht die Mittbeilung, dass das reine Spectrum einer
Trotuberanz aus kurzen hellen Linien bestehe, dass aber,

' Wir hrzricliiicii mit <li«'s«ni Aiistlnirke die Vcrbiudnni; i'iije>
ilnr< li riiiu«rk lMwr;:t.i! 'rtlf^k«»jts mit rjnein Spt-ctroRkopc von gTnsser

Das Telespcctroskop u die Beobachtung des Protuberanzspcctrums. 151

wenn man den Spalt des Instrumentes in der Weise, wie
es durch Fig, 68 erläutert worden ist, auf den äussersten
Rand ^fN der Sonne richte und ihn dann senkrecht zu
der Tangente ac dieser Randstelle fixire, sich ein schmaler
Streifen ab cd des Sonnenspectrums zeige, befranst von
dem matten Spectrum aefc der Luft und der Protu-
beranz p. Da sich auf diese Weise die hellen Linien der
Protuberanz dicht an das Sonnenspectrum anschliessen
oder die Verlängerungen der t'RAUNHOFEB'schen Linien
des letzteren bilden, so lasse sich mit grosser Genauigkeit
feststellen, welche helle Protuberanz-Linien mit Fraun-
HOFEB'schen Linien zusammenfallen und welche nicht.
W\ain das Spectroskop nach dieser Methode auf den
äussersten Rand der Sonne eingestellt und dann der Spalt
rund um den Rand herumgeführt werde, so könne man
nicht bloss sofort das Spectrum der Protuberanzen wahr-
nehmen, sondern auch, da diese Linien nur da entstehen,
wo eine Wasserstoff-Ansammlung vorhanden ist, aus der
grösseren oder kleineren Länge der hellen Linien fast mit
derselben Genauigkeit wie bei einer Sonnentinsterniss eine
Zeichnung von der P'igur und der Lage der Protuberanzen
rund um die Sonne herum entwerfen.

Die Fig. 61 zeigt eine Protuberanz, deren Gestalt
LocKTEB nach dieser Methode beobachtet und gezeichnet
hat. Da die Höhe der hellen Linien, z. B. der blaugrünen
i^-Linie, von der Höhe der Protuberanz, auf welche der
Spalt des Spectroskops gerichtet ist, abhängt, und diese
Linien nur dann im Sehfelde des Instrumentes erscheinen,
wenn das Licht des glühenden Gases in den Spalt ein-
fällt, 80 ist leicht einzusehen, dass man seine Aufmerksam-
keit nur auf eine dieser hellen Linien zu richten braucht,
um die ganze Gestalt der Protuberanz bestimmen zu können.

152

Die Spectralanalyse.

Gewahrt man nämlich eine solche Linie von einiger Höhe,
so hat man eine Protuberanz in Sicht; dreht man dann
den Spalt langsam nach rechts und nach links, so ver-
kürzt oder verlängert sich die Linie, je nachdem die Pro-
tuberanz niedriger oder höher wird; oder sie erscheint
unterbrochen, zweitheilig, oder, wie bei der Stelle a, isolirt
von dem Spectrum, welches das TagesUcht erzeugt, je
nachdem die Protuberanz selbst unterbrochen oder von
dem Sonnenrande getrennt ist.

LocKYEE hat unzweifelhaft die Idee, das Speetmm

Fig. Ol.

Z«.'icliiiun;j einer ProtuhtTaiiz vermittels einer ihrer Spectrallinien.

der Protuberanzen zu jeder Tageszeit, wo die Sonne scheint,
zu beobachten, zuei-st ausgesprochen und eirie Methode
dazu angegeben; Janssen hat dieselbe zuerst in Ausfüh-
rung gebracht. Unter solchen Umständen lässt sich nicht
darüber streiten, wem das Recht der Priorität dieser wich-
tigen Entdeckung zur Seite steht; der Ruhm, der sich
daran anknüpft, ist übrigens gross genug, dass sich die
beiden Gelehi'ten darin tlieilen können.

Die Möglichkeit, bei hellem Sonnenscheine die Spectral-
linien der Protuberanzen zu beobachten, liegt in der Ver-
schiedenheit der beiden Spectreii des Sonnenlichtes und
der Protuberanzen; jenes ist, abgesehen von den dunklen

Das Telchpectroskop u. die Beohachtuug de« Protuberanzspectruins. 153

Linien, continuirlich ; dieses besteht bloss aus einigen
wenigen hellen Linien. Wenn nun beide Spectra gleich-
zeitig im Spectroskope erscheinen, so wii'd in den gewöhn-
lichen Instrumenten das äusserst intensive continuii-liche
Spectrum das Linienspectrum überwuchern und nicht zur
Wahrnehmung gelangen lassen. Nun kann man aber
durch Vermehrung der Prismen die Spectra immer mehr
ausdehnen; geschieht dieses, so wird das continuirliche
Sonnenspectruni an Intensität bedeutend geschwächt und
kann bei einer hinreichend grossen Anzahl von Prismen
fast zum Verschwinden gebracht werden; das Licht der
Protuberanzen dagegen besteht nur aus sehr wenigen
Farben, welche durch die vermehrte Dispersion zwar
weiter aus einander rücken, aber einzeln nur verscho-
ben, nicht aber erheblich geschwächt werden und sich
daher als sehr glänzende Linien im Spectroskope zu er-
kennen geben. So kommt es, dass bei Anwendung eines
stark zerstreuenden Spectroskops das blendende Licht der
Sonnenumgebung seine Kraft verliert, wogegen die glän-
zenden Linien der Protuberanzen ihre Intensität beibehalten
und sogar aul* der Sonnenscheibe selbst beobachtet werden
können. Je grösser daher die Lichtzerstreuung des Instru-
mentes ist, desto glänzender zeigen sich die farbigen Pro-
tubeninzlinien.

Auf diese Wahrnehmungen hat Lockyeb seine Methode,
das Protuberanzspectrum mittels eines Telespectroskops
(Fi'gf/. 62 u. 63) bei Sonnenschein zu beobachten, gegründet.
Man richtet hiernach den Spalt eines stark zrrstremnden
Spectroskops dceh^ welches vermittels des Schlittens aab
an ein durch Uhrwerk getriebenes, parallaktisch montirtes
Teleskop LTP festgeschraubt ist, senkrecht zu einem
Randtheile des Sonnenbildes, welches von dem übjectiv-

151 I)ie Spectnlamlyae.

ylnse (It'K Teleskope im Huuptbrennpuiikte erzeugt iriiJ.
Wcuu iiiuD (kiiii (las Beobachtungsrohr e des Spectroskoji^
von ciiu'iii Kiide des Spectruins bis zum andern Viregt
und jedesuiiil stOiiirf einstellt, so erscheiueu die helln

Fl;, iyi.

l.iTiioii (icr ['niluberanzeii als Vorliin gerungen der dunklen
Linien lies der Soiiiiensi lieibc Euiiiohöngen Spectrums anf
einem beilciitend jiligesiinviicbteii Spectrum der Erdatmo-
'-]ili;ire. In dtT Abliiidnn^ ist -S der Sudier, g ein Hand-
^ritV /um Kinslillen <les 'l'eleskiijis iu die bcclinution, dda*

Diw Telespei'lroskop u. ilie Beolmthtung den l'roliili«riini.i<|niilnims. 1-15

Rolir mit dem Spalte, A ein klciiieB Fernrohr zum Ablesen
des durch aa theilweise verdeckten Mikrometerkopfes.

Das Teleskop, ein Torzüghcher Uefractor von 6'/| Zull
Oelt'uunt; uud 98'/» Zoll Brennweite, wird durch ein Uhr-

Fig, 68.

Lopkjrr'« Trl«pe<

werk in Bewegung gesetzt. Die einzelnen Thcilc des von
JoH}i ßBOTNiNa mit bekannter Meisterschüft construirtcii
Spectroskops sind in Fig. 63 in grösserem Masssbtbe dar-
gestellt. Das Ocular ist vom Teleskap entfernt ; das
Sonnenbildchen liegt daher ausserhalb de^ TeWkoproIires

l')(» Die S]K;ctru1aiiulyse.

und kann mit eiiu'in Schirme leicht aufgefangen werden.
Dir Spalt tli'S Collimators d wird auf den Riiud Jii.-jej
HiliKht'iis scliarf eingestellt uml dann das Beobacbtuiigs-
ruhr r mittels dos Getriebes n um den Zapfen tu so weit
gedreht, dass die dunkle Linie C oder /' des Sonneii-
siuctnims sich mitten im Sehfelde beiludet. Der CoUimatur
(f liisst sii'h durch die Schraube i drelien, uin den Sjalr
nach HclicJK'n senkretht oder tangential zum Sonnenramk
stellen zu können. Das Prismensystem c besteht aus sieWn
IVisinrn eines dichten Flintglases,* jedes von 45®, uml
giebt einen hrechenden Winkel von mehr als 300^ Um
die Dispersion noch mehr zu vergrüssern, wendet Locktek
zuweilen noch ein achtes Prisma von 60® an; in heson-
ilercn Füllen wird sogar ein weiteres Prismensystem a vi^ou
tlirecte in das Heohachtungsrohr fi eingefügte

Die Fl(].til erläutert im Anschlüsse an die Fuj.-'t^
die Methode dieser Protuberauzl)eobachtungen noch nälier.
iS bezeichnet das Sonnenbildchen, welches von dem iJb-
jectiv^hiM' des Teleskops gebildet wird; 2^P ^^^ ßü^l «'^r
unmittelbarsten Umgebung der Sonne, welche, da ihr Licht
von tlem Tageslichte überwuchert wird, direct nicht wahr-
st nommen werd("n kann. Der Spalt ss steht senkreclit zum
i\an(le der Sonne, also in der Richtung des Sonnenradius
s(». dass ilie eine Hallte auf die Sonnenscheibe fiillt, iL'e
andtre aber über diese hinaus in die die Sonne umgebende
Hülle ^Miilnnden Wasserst otl's rProtuberanzen) hinausreicht.
Da> dui'cb die starke Lichtzersetzung bereits sehr ab-
ge>(b\\ liebte, abci* immer noch glänzende Spectrum 1 der
Sonnen^« b«ibc enthält die FKAi^NiioFKR'schen Linien in

•' I>.i< (IIa>* li.it ••in sjM'rilisi hi-s (Irwirlil r= 'Vi^J? ciiioii Breehünp'-
lii'l'X ■ 1, «>•»"» unil »iin- l)isjM'i>inii>kr.il"t i= O,07.")2.

Das Tcleftpcctroskop u. die Beobachtnnjc den Protuberanzspectnunn. 157

Fig. Gl.

I 2 S:

schärfster Ausprägung. In der anderen Hälfte des Seh-
feldes dagegen ist das Lufbspectrum 2, 3 äusserst schwach
und kann bei gehöriger Vermehrung der Prismen bis zum
Verschwinden gebracht werden. Auf diesem Spectrum
zeigt sich zugleich das Spectrum 2 der Protuberanz-
schicht pp im unmittelbaren Anschlüsse an das Spectruni 1
der Sonnenscheibe, und die Be-
obachtung ergiebt, dass das
Spectrum 2 aus mehreren hdlen
Linien besteht, unter denen dio
Wasserstofflinien zu jeder Zeit
besonders hell auftreten und
zwar Ha (roth) genau in der
Verlängerung von C, Ilß (grün-
blau) eben so genau in der Ver-
längerung von F^ Hy (blau) nahe
vor G (in der Figur nicht mehr
gezeichnet), sowie sehr häufig
die noch unbekannte Linie D^
nahe hinter der Natriumlinie D^,
Auf Tafel V, Nr. 4 ist das
Doppolspectrum der Sonne und
ihrer unmittelbarsten Umgebung,
wie es sich in der Regel in den
grösseren Telespectroskopen bei

radialem Spalte darstellt, abgebildet Es erscheinen in
dem Spectrum des letzteren ausser den vier hellen Linien
des glühenden Wasserstoffs in den meisten Fällen noch
andere helle Linien als Umkehrung von FRAUNHOFER'scheli
Linien, darunter fast immer die gelbe Linie D^ hinter Z>,
nicht selten auch eine grüne Linie des Eisens auf 1474 (K.),
die drei Maguesiunilinien &, und nach einer Beobachtung

Methode der Protubcranz-
beobachtunK:.

158 Die Spectralanaijs«.

von Rayet auch die beiden Linien Dy und D^ des Natriums.
Weil das Spectrum der Protuberanzen und der die Sonne
umgebenden Gasschicht pp aus einer Reihe von farbigen
Linien besteht, hat Lockyeb dieser Gashülle den Namen
C/iromosphäre gegeben.

Man kann aber auch den Spalt SiSf (Fig. 64) tau-
gential zum Sonnenrande stellen und entweder bloss das
Licht der unmittelbarsten Sonnenumgebung der Chromo-
Sphäre, oder gleichzeitig noch das des äussersten Randes
der Sonne durch den Spalt fallen lassen.

Ebenso kann man, anstatt das directe Sonnenbild des
()l)jectivglases zu untersuchen, auch vermittels Ausziehens
des Teleskop-Oculars ein vergrössertes Sonnenbild erzeugen
und dann den Spalt auf das letztere richten.

Das Telespectroskop von Professor Younq (Ftg. 67)
hat im Wesentlichen dieselbe Construction wie das eben ^
beschriebene von LocKYKii.

Das optische Institut von Sieg. Merz in München
construirt stark zerstreuende Spectroskope ä vision directe,
welche behufs der spectroskopischen Beobachtung der
Protuberanzen in einem Teleskop an die Stelle des Ocu-
lars gesetzt wxrdeu und dann den Vortheil bieten, mittels
des Instrumentes direct nach dem zu beobachtenden Gegen-
stände (Sonnenrand, Protuberanz, Fleck u. s. w.) hinsehen
zu können. Fig, ö'ö zeigt die innere Einrichtung eines
Mp:Rz'schen Spectroskops. Das Prismensystem P hat eine
Disporsionskrail D h'\s H = 6^; die CoUimatorlinse be-
findet sich in C; der durch die Schraube S regulii'bare
Spalt SS ist zur Hälfte mit einem Refiexprisma r bedeckt,
welches das Licht der zur Vergleichung dienenden Flamme
oder GEissLKit'schen RÖhre von der der Schraube S ent-
gegengesetzten Seite her empfängt; L ist eine cylindrische

nmi Trli-^r'i'tl

1. dir ll(inba''hhin|^ des Proliihrrnuisp

Colleutivlinse, welche tiir Sternbewitachtungen angewandt,
bei <ler Beobachtung der Sonne aber entfernt wird. Dus
Beobachtiingsfernrohr F, dessen ObjecÜT bei 4 Zoll l'ocus
7 Linien Oeffnting hat, besitzt ein eogenanntes posi-
tivee Ocnlar 0 von 1 Zoll und ist mit einem Spitzen-
mikrotneter mm und den nütbigen feinen EiiiBtellungen
versehen. Vermittels der Schraube g lässt sieb das
Rohr F unter Mitwirkung der Reagirfeder / so weit
nsch beiden Seiten hin drehen, dass es auf jeden Theil
des ganzen Spectrums vom äussersteu Both bis zum
Violett eiiigestt'llt werden kann. '

S[iaiitrBtkoii ii

In dieser Form dient das Instrument als gewöhnliches,
stark zerstreuend wirkendes Spectroskop, insbesondere auch,
wemi es an die Stelle des Oculars auf ein Teleskop ge-
schriiubl wird, um das Speclrum lichtschwäcberer Objecte,
z. B, des Mondes, der Planeten und der helleren Fixstarne.
au beobachten.

Soll dasselbe zur Beobachtung der Sonnenprotubc-
ranzen verwendet werden, so wird seine Dispersionskraft
dadurch verdoppelt, dass ein zweites dem Systeme P gleiches
PrismcnBjstem & viäion directe zwisi'hen die ColUmator-
linse C und «las System P eingeschraubt wird. In dieser
icusttmmeugesctztvu Form zeigt das Inalnuiicut dw. feine

lt{0 Die Spectralanalyse.

Nic*k(?llinio zwischen den beiden Natriuiulinien Z>i imJ h
bei reiner Luft deutlich. Behufs der leichteren (>rirt-
tirung am Soinienrande ist der vordere Theil, mit wekhem
(»s an das Teleskop geschraubt wird, noch mit einer ein-
getheilten Positionsscheibe versehen.

iileich nach dem Eintrefl'en der telegraphiscben Xacb-
riclit von der Kntdeckung Jaxssex's begann auch P. Secck
in Kom seine spectralanalytischen Untersuchungen der
Protuberanzen. Er bediente sich dazu eines Sf)ectro5kop>
mit zwei vorzüglichen, stark brechenden Flintgla^prismem
well Ins iiucli die feinen, bei B und A befindlichen Fkaux-
iini'Ku'sehen liinien deutlich erkennen Hess und mit einem
vurzii^'liehen Aeipiatorial in Verbindung gebracht wunk
Sehon l>ei dem ersten Vei'suche zeigten sich, als der «a^e
Spalt auf den Hand der Sonnenscheibe eingestellt wurde,
im Luftspt'ctrum die Linien C und I*" umgekehrt, aka
hellleuehtend.

Six'cni führte den Spalt am ganzen Umfange der
Soiinensiheibe herum, indem er ihn abwechselnd piU^el
und senkrecht zum Sonnenrande stellte. Es zeiirte sich
dabei, dass die helle Linie C (roth) rund um die Sonne
liiTuin auftrat; bei senkrechter Stellung des Spalts gegen
(1(11 Soniieinaiid war sie überall 10 bis 15 Secunden lang,
mit Ausnalinu* derjenigen Zonen, welche den Sonuen-
.'{(piator auf je 4.0^ zu beiden Seiten umgaben; in iliesrf
Ke.ixion, in welehei- bekanntlich die Sonnenflecke and
1 'aekel II auftreten, erst.'bien diese Linie stets viermal sO
lau;,'. An vit*leii Stellen zeigte sich die C-Linie vom Sonnen-
lande getrennt : stellte man dann den Spalt parallel zur
raii^cntc dieses Randes, so erschien stets eine das ganze
Spectruni (lurelisetzemb' lielle Linie, die sich zuweilen in
eiiiz("lm' Stücke tbeilte, wenn der Spalt vom Sonnenraude

Da8 Telespectro-skop u. die Beobachtung des Protuberanzspectrnms. 161

entfernt wurde, aber immer vollständig und ununterbrochen
erschien, wenn der Spalt sich wieder dem Sonnenrande
näherte.

Es ergab sich hieraus, wie es auch schon die Beob-
achtungen der Sonnenfinsterniss und die Untersuchungen
Lockyer's gezeigt haben, dass die glühende Gasschicht
(Chromo Sphäre)^ welche die Sonne umgiebt, zwar con-
tinuirlichj aber sehr ungleichmässig vertheilt ist. Die
Stelleu, an denen die hellen Linien im Spectrum die
bedeutende Höhe von 60 Secunden und mehr ein-
nehmen, sind die Orte, wo sich Protuberanzen finden;
die Stellen, welche Fragmente der hellen Linien er-
kennen lassen, bezeichnen die Orte, an denen isoUrtt*
glühende Gasmassen, Sonnenwolken, in bedeutender Höhe
vorhanden sind.

Fig, 66 zeigt ein kleines Fernrohr zu spectroskopischen
Beobachtungen der Sonne, das mit einem MERz'schen
Protuberanzspectroskop versehen ist Das Instrument, mit
welchem Professor Bbedichin eine fortlaufende Reihe von
Protuberanzbeobachtungen augestellt hat, hat 4 Pariser
Zoll Oeffnung und 4 Fuss Brennweite. Es ist auf einer
Messingsäule montirt mit äquatorialer Aufstellung; B ist
der Rectascensionskreis, D der Declinationskreis, pm das
MfiRz'sche Protuberanzspectroskop. Da durch Anbringung
des langen und verhältnissmässig schweren Spectroskops
das Ocularende des Femrohrs üebergewicht erhält, so
dient das in der Figur sichtbare Laufgewicht zur genauen
Ausbalancirung.

Ein möglichst leichtes und wirkungsvolles Spec-
troskop für Sonnenbeobachtungen hat Browning con-
struirt.

Das Instrument ist so leicht gebaut, dass es ohne

SchflUH, Spcctralanalyge. II. \ {

UiS Dir SperlralanalyiM.

Mülio in das (^cuhtrrohr des Teleskops geschmubt usdiFie
(l:ih Ucular ilurcb Schraube and Trieb bewegt verdai

k;iiiri; ein Tilrskop von 4 Zftll Oeffnuug trägt dasselbe
leicht* dIiih; durcli/iihii'gi'ii,

/' ist il;ts /ii-iaiiiiiuiit;t'si-t/tc Prisma nach UuTHERFUBit's
l'nristiTutitiii [t'iij. 07); r das letloctirende PrisDia, weicht*

Du TpIi.-s)>ectroiikop u. die R«obachtnDg den ProtuberaaiapectrumE. 168

die an der obiTCn Hülfte des Prismas C austreteiulen
ätnilik'ii uatli unten leäectirt und durch eiue noclimalige
Ketlexiuii in <lie untere Hälfte desselben Prismas r zuriick-
wirtt, wuruuf die bereits zerstreuten Stiablen durch diese

Fig. Ü7.

untere Hälfte des Prismensatzes wieder zurückkehren und
Toa dem Reflexprisma R in das Beobachtungsfernrnlir F
geworfen werden. Bei T wird das ganxe Instrument auf
das Teleskop geschraubt; » ist der von aussen regulirbare
Spalt Die durch s einfallenden Strahlen gehen nach

ilirL-[ii Diirchgiiuge ilurdi die Collimatorlmse ol
iliiH Prisma li hinweg, durchlaufe» C m äa
liälile. werden durch r nach imten r€^ectirt oi
eine zweite Reflexion wieder auf die untere Hall
gebracht, durchlaufen nun C rückwärts, fallec
rt-chtwiukUge Keflexprisma R und gu hingen *
durch Itcflexiun au der Hypotenuse nrtäche in di
uchtuugsrohr F. Der etufallende Strahl durchl
diu« zusanunengi-sctzte Prisinu C in entgegengesetzl
tung zweimal und die Dispersion dieses Prisn
verdoppelt

Auch hier stehen das ColUmator- uod das I
tniigsruhr unverriickhar fest, wogegen der Priami
mit Hülfe einer feinen Mikrometerschraube Ü sich
lässL Durch Drehung dieser Schraube, deren Ot
einer eiiigetlieiltcu Trommel gemesseu werden kann
der Beobachter die Spectrallinieu in das Sehfeld
jedf iu der Mitte des Sehfeldes erscheinende Linie
Minimum der AliJonkuug gesehen wird.

17. Das Spectrtini und die Niitur der
Cliroiuosphilre,

d. h. jener glühenden Gasschicht, welche die ganM
einliülH, besteht, wie wir bereite angeführt habe
einer Anzahl heller Linien, unter denen die des V
stofTgasea immer vorhanden sind und sich durch
üluuz und ihre Höhe vor den übrigen auszeicbnea.
man bei der Beobachtuug den Spalt des Spectr
radial, wie in Fig. 64, und zwar so, dass er zur
die Sonnenscheibe trifft und mit der anderen Hai
diu Clirumosphäre hineinragt, so erhält man das G

»HB Spuilruni und Jio N'uUr «W Cliruniosphäii:. Hi&

spfftrum Tiifel V, Nr. 4 der Sonne und der Chromosphäre.
Bei der grossen Dispersiun, welche die dazu geeigneten
Spectroskope besitzen müssen, um das gleichzeitig auf-
tretende Spectrum des ditfusen Tageslichtes möglichst zu
beseitigen, komnit stets nur ein kleiner TheJl des ge-
aammten Spectrums der Chromosphäre in das Sehfeld,
und man muss das Beobachtungsfernrohr in versüliie-

dene Stellungen zu dem PrismenBystem briiigcu, um die
einzelnen Abschnitte des Gesammtspectiums studlren zu
können.

In den Figg. 68, 69, 70 sind nach einer Zeichnung
von LocKfEB diejenigen drei Spectralabschiütte abgebildet,
welche am meisten beohaehtet werden, weil sie sich zum
Studium der Protuheranzen. der Chromosphäre und deren
Veränderungen am besten empfehlen. Fig. b'8 zeigt die

156

Die SpertmUnalyBo.

Linie C des Sounenspectnims mit ihrer Umgebung und die
gleich breite, nach oben etwas spitz auslaufende Wasser-
stofflinie Ha der Cbroniosphäre; Fig. 70 zeigt die F-Linie
der Sonne mit ilirer Nachbai'schafl und die darüber stehende
Wasseratofflinie Hß der ChroraosphUre ; diese Linie ist an
iiirer Basis erbreitert und läuft nach obeu pfeilformig spitz
zu, wogegen die Linie Ha in der Regel von der Basis bis

zur Spitze dieselbe Breite der Linie C beibehält. Fig. C^-
stellt den Theil des Specirums hinter der doppelten N^^"
triuniUnie D dar. wo sieb ungefähr in der Mitte zwisch^^
zwei sehr feinen ilunkleii Linien des Sonnepspectruios tf
noch unbekannte Linie Ö3 im Chromüsphäreuspectnk-^^
darstellt.

Wählend die rothe Linie Hu stets glänzend ei-schei '^^

Das Sp^ilni

iltT rhrnmosphKrp

187

"Immer noch gläazcnd, aber doch schwächer iui<l sehr oft
auch kürzer als Ha. Die i'-Linie, wie die ihr eol-
sprechende Hß erleidet häutig eine Reihe von Verände-
rungen. Erbreiterungen, Biegungen, Aufblähungen, Ver-
drehungen und Zeretüiikelnngen, auf wclclie wir fipUter
näher eingehen werden.

Ausser diesen regelmässig erscliciuenduu bellen Linieu

des Protuberiinzen- und Chiomosiiliären-Spectrums treten
von Zeit zu Zeit in manchen Gegenden di?sselben noch
viele andere helle Linien sehr lebhaft und glänzend auf,
darunter zwei Linien im Roth, eine zwischen C und h,
nahe vor C und zwar nach Respiqhi von C um 0,04 1 des
ganzen Abstandes zwischen C imd B entfernt, die andere
noch weniger brechbare zwischen Ö und n, und von n
nm 0,Üäb des Abstuudes zwischen B und a entfernt, biese

1G8 Die Spectralanalyse.

beiden Linien entsprechen keinen Spectrallinien einer bis
jetzt bekannten Substanz und zeigen sich nicht selten noch
sehr intensiv auch in den höheren Theilen der Protube-
ranzen. Sehr häufig zeigen sich femer eine Linie im Grün
zwischen E und F (Fig. 66, Nr. 3, 5, 8), die Linie 1474 K.,
die Magnesiumlinien u. s. w.

Die dritte blaue Wasserstofflinie Hy nahe vor G
(Fig. Ö6, Nr. 2), Nr. 2796 K., 2798,6 Ängste, wird ebenso
unter günstigen Verhältnissen glänzend gesehen; ja bei
wenig feuchter und sehr durchsichtiger Luft und bei An-
wesenheit einer hohen Protuberanz erscheint auch noch
die vierte blaue Wasserstoff linie Hd (3370,1 K.), welche
der von Angström mit h bezeichneten dunklen Linie
von 0,00041011 mm Wellenlänge genau entspricht; von
Rayet wurde diese letztere Linie am 30. April, am 1. und
am 20. Mai 1869 sehr deutlich beobachtet. Die rothe
Linie nahe vor C entspricht nicht einer dunklen Linie im
Sonnenspectrum.

Die merkwürdige gelbe Linie D^ (Fig. 69) findet man
überall im Umkreise der Sonnenscheibe mit derselben
Leichtigkeit wie die Wasserstoff linien ; das glühende Gas,
dorn sie ihre Entstehung verdankt, muss daher wie der
Wasserstoff ein Bestandtheil der Chromosphäre sein.
Gleichwohl hat Lockyee auch bei Anwendung der vor-
züglichsten Mikrometermessungen und der sorgfältigsten
Vergleichung der Linie mit den Tafeln von Kikchhoff
und (jassiot keine entsprechende dunkle Linie des Sonnen-
spectrunis wahrnehmen können. Sowohl Tiet-fen in BerUn
als auch Vogel auf der Sternwarte in Bothkamp haben
dagegen gefunden, dass diese Linie mit einer stärkeren
der vielen bei tiefem Stande der Sonne um D herum auf-
tretenden feinen Linien ganz genau zusammenfällt. Dieses

Di> ))|iudruu unil die Natur iler (.'hruinOKpliüi

Resultat fand Vogel ztierst am 29. October 1871. Die
i^. 7/ zeigt n&ch Vogkl die zahlreiciien atmo&phüriachen
Linien, welche bei tiefem Stande der Sonne in der Nähe
der O-Linien auftreten. Der untere Theil der Figur stellt
ein Stück des Spectruras vom Sonnenrande, der darüber
befindliche von unserer Atmosphäre dar; die beiden stürk-
Bt«n Linien sind Dj und />,. die helle Linie im oberen
Theile ist die der Chroniosphäre angebürige Linie Dy

IIavet, wie Lockyer und Seochi, haben die Liige
dieser Linie bestimmt. Nimmt man nach Uayet die Ent-

1%. y

■^^^^^^^^^^^^^^H

WPi^

pn^

rrr

ULI

■■■■■i

!■

ünliB

fernuug der beiden Natriumlinien Z)| und D^ ab Einheit
an, so ist die Entfernung der Linie Öj von Dj = 2,49.
Nimmt mau nach Anustköm an, das8 die Wellenlängen
der Linien />, und D^ 589,50 und 5»»,9(l Milliontel Milli-
meter sind, so beträgt die Wellenlänge der Linie Dj 58(>,96
Milliontel Millimeter. Aus sehr vielen Messungen erhielt
Vogel für D^ die Wellenlänge 587,3» MiUionlel Millimeter.
Nach YouNG hat diese Linie in der KmcHHOFF'schen S^ala
dio Lage 1017.5, na<^b Ratet 101Ö,8> nach Tietjbn 1014,8.
IiOCCYBR hat über diese Linie eine Reihe von Beob-
achtungen angestellt, nachdem er in Gemeinschaft mit
FRANJUONti schon früher dui-cb Vergleichung mit dem

170 Die Spcctmlanalyse.

Spcctrum einer Wasserstoffröhre constatirt hatte, dass sk
von dem Wasserstofigase nicht herrühre. Die Resultate,
zu welchen er gelangte, sind folgende.

1) Mit dem tangential zum Sonnenrande gestellten
Spalte erschien die Linie D^ unterhalb der Chi'omosphän
hell« während in demselben Sehfelde zu gleicher Zeit die
C-Linie dunkel war.

2) In einer Protuberanz über einem Flecke auf der
Sonnensi'heibe waren die Linien C und F hell, während
die «,'(*lbe Linie I)^ unsichtbar war.

W) In einer Protuberanz, welche unter hohem Dnici
aus der Sonne hervorbrach, war die Bewegung, die sich
durch Aendcrung der Wellenlänge kundgab, für die Linie A
kleiner als für C und F,

4 1 lu einem Falle erschien die Linie C lang und zu-
Siuumenhängend, wogegen die Linie D^ zwar dieselbe Länge
hatte, aber gebrochen war.

Hieraus folgt, dass die Linie D^ dem Wasserstoffgase
sicher nicht angehört; ihr Ursprung ist demnach gegen-
wärtig' noch nicht ermittelt. Man pflegt sie als UeUum-
linie zu bezeichnen.

LocKYKR und später auch Rayet haben femer die
bei<len Natriunilinien /)j und D^ (s. Tafel V, Nr. 4) in
dem Spectrum der Chromosphäre umgekehrt, also als
helle Linien gesehen. Mit dem tangential gestellten Spalte
sah Kaykt auf dem Sonnenrande diese beiden Linioi
dunkel; an der Hasis einer prachtvollen Protuberanz von
,S Minuten Höhe, welche auf dem Sonnenrande aufzunihen
schien, waren beide Linien noch immer dunkel und ver-
schwommen, ab(T schon etwas schwächer; im oberen Theil
des zweiten Drittels waren dieselben vollständig ver-
schwunden, aber bei einer kleinen Verschiebung des Spaltes

Das Spectruiti nnd die Natnr der Chromosphäre. 171

fand man bald eine Lage, wo sie an einer Stelle ihrer
Länge als hellgelbe Linien erschienen. An der Spitze der
Protuberanz waren sie wieder dunkel.

Die Magnesiumlinien ii, 6^, 64, sowie die Eisen- und
Nickellinie 63 treten in dem Spectrum der Chromosphäre
ebenfalls nicht selten auf, aber fast immer als ganz kurze
Linien, was darauf hindeutet, dass die Magnesiumdämpfe
nur eine geringe Höhe in der Chromosphäre erreichen.
Wenn diese hellen Linien sichtbar sind, erscheinen die
drei ersteren 6|, 69, ^3 fast gleich hoch, wogegen die vierte
ii viel kürzer bleibt (Tafel V, Nr. 4). Lockyeb und Fbank-
liAND haben gefunden, dass das Spectrum des irdischen
Magnesiums sich genau so verhält wie das in der Chromo-
sphäre, wenn dasselbe durch Ueberspringen eines elek-
trischen Funkens in der Luft zwischen zwei Magnesium-
polen derart erzeugt wurde, dass die Pole weit genug von
einander abstanden, um das Spectrum nicht von einem
Pole zum andern reichen zu lassen und nur eine glühende
Magnesium-Atmosphäre um jeden Pol zu erhalten. Bei
der Beobachtung dieser glühenden Gashülle aus geringer
Entfernung war von den drei auftretenden Magnesiumlinien
die brechbarste allemal auch die kürzeste, und noch kürzer
als diese waren andere Linien, welche bisher noch nicht
im Spectrum der Chromosphäre wahrgenommen wurden.
Von den vielen Eisenlinien, welche als dunkle Linien in
dem Sonnenspectrum vorkommen, zeigen sich nur verein-
zelte in dem Spectrum der Chromosphäre als helle Linien,
daneben am meisten die schon öfter genannte Linie 1474 K.
als eine kurze grüne Linie. Young giebt das folgende
Verzeich niss der im Spectrum der Chromosphäre stets
sichtbaren Linien, nebst beigefügten Wellenlängen (nach
Angstböm):

172 Die Spectralanalyse.

1) 7055 + Element nnbebannt.

2) 6561,8 C Wasserstoff {Ha).

3) 5874,0 />s .... Element unbekannt, von Frakklaxd He-

lium genannt.

4) 5815,9 Die Coronalinie, Element unbekannt.

5) 4860,6 F Wasserstoff {Hß).

6) 4471,2 / Cerium (?).

7) 4340,1 bei (; . . . Wasserstoff (Hy).

8) 4101,2 A „ {HS).

9) 3969 ? Element unbekannt.

10) 3967,9 H Vielleicht Wasserstoff.

11) 3982,8 A' oder //. . „ „

Diese Linien sind unveränderlich stets im Spectrum
der Chromosphäre vorhanden, eine weit grössere Anzahl
kann zeitweise gesehen werden.

Zu gewissen Zeiten, wenn gewaltsame Ausbrüche aus
dem Innern der Sonne in die Chromosphäre einbrechen
oder über dieselbe hinausdringen, erscheint das Spectrum
derselben ungemein complicirt Lockyeb hat in vielen
Fällen Ei-scheinungen dieser Art mit tangential gestelltem
Spalte beobachtet. Es hat diese Stellung den Vortheil,
dass eine weit grössere Ausdehnung des Sonnenrandes oder
der Chromosphäre mit einem Male übersehen werden kann,
als bei der radialen Stellung des Spaltes, wogegen diese
sich empfiehlt, wenn es sich darum handelt, die Vorgänge
in den verschiedenen Höhen der Chromosphäre und na-
mentlich die Formen und die Höhen der Protuberanzen
zu beobachten. Stellt man den Spalt tangential dicht an
den Sonnenrand, so dass ein Theil der Sonne und der
Chromosphäre gleichzeitig in gleicher Höhe in die Spalt-
öffnung tallon, so erhält man die Spectra der Chromo-
sphäre und der Sonne nicht mehr neben, sondern theil-
weise über einander gelagert, auf einander fallend imd sich
deckend.

Dii-> äpcttra

Dud Jin Katur ilrr Chroaia9|iliäi

Fii/, 72 zeigt einen solchen Fall, wie er von
LocKiEK beobavhlet wuide, für den Theil des Spec-
truuis bei C, wenn der Spalt zugleich eine Protuberanz
traf; die dunkle Linie C wui'de vollständig aufgehoben
tind durch ein sehr helles rotlies Band ersetzt. Die Linie F
verhielt sich anders, wie Fig. 73 zeigt. In dem Spec-
trum des Lichtes, welches von der äussersteti Grenze

Fig. 72.

«MMiMW «lliilltl^!«

des äoDucnrandes ausstrahlte, zeigte sicli die helle
/"-Linie ffli brechbarer als die dunkle Linie F selbst,
aber in geringer Entfernung von dem Sonnenrande in
dem Spectram der Protuberanz wurde die dunkle i-'-Linie
ebenfalb von der hellen des Waaseratoffgases aufgehellt.
Aber nicht bloss die Wasserstoff Uni en, sondern auch
andere helle Linien erscheinen unter solchen Umständen
in grosser Zahl in dem Spectrum der Chromosphäre; ja
am 17. April 1870 erblickte Loceter in dem Spcctruni

174 Die SpMtniMwiTM.

(|i-r^lb^D an der Stelle, wo eine Protnberaox sob |
stieg, hunderte von umgdcthrteH FaAinaiut-BB'srlH
hfllen Linien. Das Spectrom lief diromosphäre 1
sotiders complicirt in den Gegenden, welche I
als C sind and die von der Linie E bis weit nlN
bis in die Nähe von F sich erstrecken.

YoüMo giebt folgendes Verzeichniss von Linieu, i

Fig. 73.

TIhi1*>i« Uc<:kBi>

liilulig hell iu der Chiomosphäre gesehen worden fl
aber nicht stets sichtbar sind:

Ij 6676,9 Eis«n. ;

1 10) 5197,0

2) 6429,!" ?

; 11) 6183,0 h,

, M.K»«H

3) 0140.8 B«rinui.

12) 5172,0 *,

4) 5895,0 /), Nitriom.

13) 5ie8,R h.

, EilMBBd

5) 58811,0 i-, .

U) 6166,7 b.

. lUgi.^»

C) 5361.!) Ki.pn.

15) 6017,6

EiM» ud

7) 5288,-l ?

lü) 5015,0

8) 5275,0 ?

17) 4933,4

Bwina».

%) 533a,ti UiigiicMuni.

IH) 4933,1

Eüen.

Das Spectram und die Natur der Chromosphäre. 175

19) 4921,3 ? 2<>) 4394,6 ?

20) 4918,2 Eisen. 27) 4245,2 EiHen.

21) 4899,3 Barium. 28) 4235,5

22) 4500,3 Titan. - 29) 4233,0 Eisen und Calcium.

23) 4490,9 Magnesium. ; 30) 4215,0 Calcium u. Strontium.

24) 4489,4 Magnesium und Eisen. 31) 4077,0 Calcium.

25) 4408,5 TiUn. \

Ausser diesen Linien hat Young 1872 auf der Station
Sherman (Wyoming) in 8280 engl. Fuss Höhe mit einem
neunzolhgen Refractor und einem automatischen Spectro-
skop von zwölf Prismen Dispersion noch zahlreiche andere
helle Linien im Spectrum der Chromosphäre gesehen. Sein
Katalog enthält im Ganzen 273 solcher Linien.

Zu den bemerkenswerthesten Erscheinungen, welche
die hellen Linien des Wasserstoffgases in dem Spectrum
der Chromosphäre darbieten, gehört die untere Erbreite-
rung und die pfeilförmige Zuspitzung der grünblauen
Ijinie Hfiy sowie die Zuspitzung der übrigen hellen Linien
Hu und Z>3, wie es in den Figg. 68, 69, 70 dargestellt ist
Diese Zuspitzung der hellen Linien im Spectrum der
Chromosphäre deutet darauf hin, dass die Temperatur in
derselben von der Basis am Sonnenrande aus nach oben
hin abnimmt, und andererseits, dass die Dichtigkeit der
Wasserstoffhülle an der Basis der Chromosphäre grösser
ist als in der Höhe.

Aber nicht bloss Erbreiterungen und Zuspitzungen
gewahrt man an den Linien C und F des Wasserstoffgases
in der Chromosphäre und den Protuberanzen, sondern
häufig auch Anschwellungen, Verdrehungen, Unterbrechun-
gen und andere Veränderungen, welche auf heftige Be-
wegungen und stürmische Vorgänge im Innern dieser Gas-
massen schliessen lassen. Lockyeb hat früh schon zahl-
reiche Beobachtungen dieser Art gemacht und die Formen

176

IHf S[wrlra!anHl_tM>.

solcher Linien abgebildet. Fig. 74 zeigt für einen aoMn
Fall die /''-Linie de» Sonnensiiectruius mit der tnt-
aprethenden pl'eiHonnig lulaufenden, aber weHenföniug
gewundenen bellen Linie Uli einer Protabemnz, drrai
unterer Tlieil sich noch über die SonneDscbeibe «nv
breitrte ; <iie C- Linie derselben Protuberans erbti Iw
dieser Erscheinung keine Veränderung, weiler eine £(•

ip Linie llß üKh Lorkjret.

bruiterung an der Basis, noch eine Verdrehung m
der Form.

Professor Yoüno hat am y. April 1870 eine gleiche
Erscheinung an einer sehr glänzenden Protuberanz wahr-
genommen. Die rothe C-Liiiie (Ha) war äusserst holl,
ao riass der Spalt weit geöffnet werden konnte, um ihrr
Gestalt zu beobachten, aber sie war in keinem Theile
unterbrochen oder verdreht. Die /"-Linie (Hß) dagsg«
(Fig. 76) war eben so glänzend, aber überall in Stücke

Li^

zfrri.ssfii iiikI an ilirer Basis drei- bis viennal so liieit

Wir werden später sehen, in welcher Weise die Ver-
schiebung einer Spoctmllinie und ErschetnnngeD, wie sie
die Figif. 74 und 75 darbieten, mit der Bewe^mg der
glübmiden Gasniasäe, welclie diese Linien im Siiectroskope
erzeugt, zusammenhSngen. Wenn jedoch in den genannten
Fällen nur eine der Spektral hnieii (Ult) soldie Verände-
rungen zeigt, nicht aber zugleich auch die andere (Ha).
so ist es kaum denkbar, dass die Ursache dieser Erschei-
nung in einer wirbelförmigeu
Bewegung des Gases, welclies
das Licht ausgestrahlt hat.
zu suchen sei. Yoüno meint,
dass Erscheinungen dieser Art
das Kesultat einer localeu Ab-
sorption seien, welche auf die
eine Linie (Farbe), die durch
den Cinfluss des Druckes und
der Temperatur sehr erbrei- Yunng. '

tert sei, besonders einwirke.

Die Torsteheiide Erscheinung könnt« von ihm mittels
seines grossen Püurprismen-Spectroskops eine halbe ättinde
lang beobachtet wenlen.

Eine Keihe ühnlicher, noch coraplicirterer Verände-
rungen der hellen SpectralUnien von Protuberanzen, auf
deren Ursache wir später näher eingehen werden, hat
LocKYEa im April 1870 wahrgenommen und theilweise
von einem geübten Zeichner abbilden lassen. Hier treffen
die Veränderungen vorzugsweise die rothe C-Linie, welche
IjOCKTeu fast ausschliesslich beobachtete.

Wenn die Luft in der Nachbarschaft eines grossen
»AWf'~ sp«'iiiiuu*t>«', n. 12

178 Pi« Sp»i;lT»Uii*lj-iie,

Sonnonflecks oder nur in einem grossem Theile dw
Sonnen seht.' ibc vollkommen ruhig ist, so sehen vir, %w
di<' Alisorption$>hän<ler die ganze Läoge des Spectrnms
durclilunfen (Fi;/. 28) und die FBATmHOFE&'schen Liaieo
kreuzen; sie sind in der Tiefe des Schattens und in ihrer
Breite verschieden, je nachdem sicli nur eine Pore, eine
Vertiffung oder ein ganzer Fleck vor der eotspreohend«!
SU'lle de» SjmltoH befindet. Hier und da sehen wir d^nii
in den hellsten Theikn ilc.<: Spectmms plötzlich ein ranteo-
förmiges Licht (Fig. 76, Nr, i)
mitten in der Absorptionslinie
erscheinen.

Fitf. 76, \r. 1 zeigt die dunkle
Linie F an der Basis einer
l'rotuberanz mit tangential ge-
stelltem Spalte beobachtet E?
erschienen in derselben zwei
bis drei jener bellen rauten-
förmigen Lichtstreifeo, wahr-
scheinlich ebenfalls von einem
'■■ '' starkem Druck des Gases

IieiTühreud ; sie waren stärker
in die Iriinije {;*'!5"fi''ii ■i''' ''fi der C-Linie. Ganz ähnliche
I'irs<.'lii'innng('n luit Younü an den beiden Z)-Linien be-
obiielitet.

LocKYKU liat eine einfache Methode angegeben, um
<li'n Vi>rK;in;,' bei der fileieb zeitigen Beobachtung des Spec-
trnms der Sonmnunifiebung | Cbromosphäre) und der Sonne
M'llist ansclnkiilieli /u machen. Er fand, dass die Flamine
einer gewölmliclicn T;dg- oder Stearinkerze mit einer
lliillo von \atriumihuiii>f umgeben ist. welche fiir gewöhn-
lii'b uichl üii'Iitliar i»t, die aber mit Hülfe eines Suectro-

Das Spoctmin nnd die Natnr der Chromosphäre. 179

skops durch das Auftreten der gelben Natriumlinie sogleich
wahrgenommen werden kann. Rückt man mit dem Spalte
des Instrumentes von der Seite her langsam in die Flamme
hinein, so erblickt man etwas oberhalb der Stelle, wo
der Docht sich nach aussen abbiegt, alsbald die helle
Linie D auf dunklem Hintergrunde; bei weiterm Vor-
dringen mit dem Spalte bis in die Flamme tritt dann auch
das zweite continuirliche Spectrum der Flamme auf und
man hat dann in dem Gesichtsfelde beide Spectra der
Flamme und der sie einhüllenden Natriumschicht neben
einander stehend. Wenn man die Flamme etwas be-
unruhigt und ins Flackern bringt, kann man sogar ähn-
liche Veränderungen an der hellen Z)-Linie hervorbringen,
wie sie sich an den Wasserstoflflinien der Chromosphäre
zeigen.

Aus allen Beobachtungen lassen sich bezügUch der
Natur der Chromosphäre folgende Resultate ableiten:

Der Sonnenkörper oder seine lichtgebende Hülle,
die Photosphäre, ist von einer gasigen Hülle vollständig
umgeben, in welcher der Wasserstoff einen Hauptbestand-
theil ausmacht; man nennt diese letztere Gashülle die
Chromosphäre. Ihre mittlere Höhe beträgt gegenwärtig
1000 bis 1500 geographische Meilen. Die Protuberanzen
sind locale Anhäufungen der Chromosphäre, vorzugsweise
also des Wasserstoffgases, welches zuweilen in der Form
von ungeheuren Eruptionen aus dem Innern des Sonnen-
körpers hervorzubrechen scheint und Photosphäre und
Chromosphäre gewaltsam durchbricht.

Die Aussenseite der Chromosphäre, also ihre obere
Begrenzung, zeigt nach Secchi bisweilen gleichmässige Be-
grenzung, aber häufig eine Menge kleiner feuriger Strahlen
oder zahllose kleine und uiiregelmässig gestaltete Flammen.

12»

Die S|irc:Ir>luuiljrsc.

lüfcA-M-filirrir'

-iim^ii^^

w^^m

Beobachtung der Protaberanzen bei Sonnenschein. 181

In Fitj, 77 giebt Nr. 1 eine Darstellung der ruhigen Ghromo-
sphäre, während Nr. 2 die kleinen Flammen zeigt. Am häu-
figsten, besonders in den Regionen der Fackeln, erscheint
die chromosphärische Schicht, den Beobachtungen von
Sbocxsi zufolge, rauh und wie mit Borsten besetzt {Fig. 77^
Nr, 3), oder es erscheinen auch grössere wellenförmige
Anschwellungen (Nr. 4), die schUesslich zu wirkhchen Pro-
taberanzen werden.

Die Ghromosphäre geht nach unten hin über in eine
Schicht, welche ein continuirliches Spectrum giebt (s. S. 19),
und unter dieser endlich liegt die glühende, wolkige, dun-
stige oder nebelartige Photosphäre^ welche alle Substanzen
enthält, deren Spectrallinien im Sonnenspectrum als um-
gekehrte Absorptionslinien vorkommen. Diese Substanzen,
unter denen sich besonders Eisen, Magnesium, Natrium be-
merkbar machen, brechen oft, glühend emporgerissen, bis
aof eine gewisse, aber meist nicht bedeutende Höhe in die
Chromosphäre und in die Basis der Protuberanzen hinein.

18. Methoden, die Protuberanzgebilde
bei Sonnenschein zu beobachten. — Die Gestalt

der Protnberanzen.

Schon im Jahre 1866 machte Lockyer mit einem
HERSCHEL-BaowiaNQ-Spectroskope, das mit einem Teleskope
▼erbunden war, den Versuch, bei vollem Sonnenscheine die
Protuberanzen in ihrem ganzen Umfange zu beobachten.
Die Methode, die er anwandte und die er der Royal So-
ciety in einem besondern Berichte näher darlegte, beruht,
wie wir bereits vorübergehend angeführt haben, auf der
specifischen Verschiedenheit des Protuberanzenlichtes und
des eigentlichen Sonnenlichtes.

182 Die Spcctralanalyse.

Das Licht eines glühenden festen oder flüssigen Kör-
pers, welches durch den Spalt eines Spectroskops geht,
wird durch das Prisma in ein mehr oder weniger langes
Band zu einem contimdrUchen Spectrum ausgebreitet.

Das Licht der gas- und dampfförmigen Körper dagegen
wird auf demselben Wege nur in wenige, zuweilen sogar
in sehr wenige leuchtende Linien zerlegt.

Im ei*sten Falle wird die Intensität des Spectralbandes
im Vergleiche zu der Lichtquelle um so mehr geschwächt,
je grösser seine Länge ist; im zweiten Falle, namentlich
wenn das Spectrum nui* aus ein paar Linien besteht, ist
die Intensität dieser letzteren nicht viel geringer als die
der Lichtquelle selbst.

Wenn daher zwei glühende Körper, von denen der
eine fest oder flüssig, der andere gas- oder dampfförmig
ist, gleichzeitig gleich viel Licht in den Spalt des Spec-
troskops werfen, so werden die hellen Linien des letzteren
Lichtes glänzender sein als die der Farbe oder Brechbar-
keit nach entsprechenden Theile des continuirlichen Spec-
trums des erstem Lichtes.

Nun kann man aber durch Vermehrung der Prismen
das continuirliche Spectrum immer mehr in die Länge
ziehen und abschwächen und damit sogar das sonst so
glänzende Spectrum des Sonnenlichtes fast bis zum Ver-
schwinden bringen; während die gleiche Vergrösserung
der Dispei-sion für das Linienspectrum des glühenden
Gases nur eine Vergrösserung der LlnknabstäHde^ nicht
aber eine erhebliche Abschwächung des Glanzes dieser
Linien zur Folge hat.

Der Grund, weshalb wir die Protuberanzen nicht zu
jeder Zeit bei Abbiendung des intensiven Sonnenlichtes mit
unseren Teleskopen am Rande der Sonne wahrnehmen, liegt

Beobachtung (Irr Protuberanzen bei Sonnenschein. 18U

in der ausserordentlichen Helligkeit der von der Sonne be-
leuchteten Krdatmosphäre, deren Theilchen uns eine solche
Fülle von Licht zusenden, dass dadurch das Licht der weit
schwächer leuchtenden Protuberanzgebilde überwuchert
wird und letztere selbst keinen wahrnehmbaren Eindruck
auf das Auge machen können.

Bei einer totalen Sonnentinsterniss wird dieses Atnio-
sphärenlicht so bedeutend abgeschwächt, dass alsdann die
grösseren Protuberanzen ausserhalb des Sonnenrandes
mit unbewaffnetem Auge wahrgenommen werden köimen.
Zu jeder anderen Zeit aber, wenn die Sonne scheint, be-
ruht die Möglichkeit, das Tageslicht abzuschwächen, ohne
zugleich auch das Protuberanzenlicht zu dämpfen, auf dem
bereits erwähnten Umstände, dass jenes Licht aus Strahlen
einer jeden Farbengruppe besteht und daher in einem
Spectroskope von starker Dispersionskraft ein langgezogenes,
also hchtschwaches Spectrum erzeugt, das Licht der Pro-
tuberanzen dagegen im Allgemeinen nur aus drei oder vier
Strahlengattungen zusammengesetzt ist, und auch bei der
stärksten si)ectralanalytischen Zerlegung stets auf ebenso
viele Linien (//«, Hß^ Hy, D^) concentrirt bleibt.

Nach diesen, von Lockyer zuerst mitgetheilten Prin-
cipien gelang es Janssen am Tage nach der Sonnen-
tinsterniss vom 18. August 1868 das Spectrum der Pro-
tuberanzen bei Sonnenschein zu beobachten.

Nachdem es Janssen und Lockyer gelungen war,
auf die angegebene Weise das Spectrum der Protuberanzen
unabhängig von einer totalen Sonnenfinsterniss zu beob-
achten, lag die Frage nahe, ob es nicht möglich sein
werde, nicht nur die Protuberanzlinien, sondern auch die
ganze Gestalt der Protuberanzen selbst bei Sonnenschein
wahrnehmbar zu machen.

184 Die Spectralanalyae.

Die Länge der hellen Linien einer Protuberanz, z. B.
Hß, entspricht der Höhe der in die Richtung des Spaltes
fallenden Dimensionen dieser Protuberanz selbst, und wir
haben bereits gesehen, wie es Lockyeb gelang, durch
successives Fortbewegen des Spaltes über die Fläche einer
Protuberanz und durch Aufzeichnen der dabei nach ein-
ander auftretenden verschieden hohen Linie Hß die Um-
risse der Protuberanz zu construiren.

Janssen machte dagegen den Vorschlag, mittels einer
schnellen Rotation des (geradlinigen) Spectroskops um
seine Achse, den Spalt successive über die ganze Pro-
tuberanzfläche hinweg zu bewegen, um so bei hinreichend
grosser Geschwindigkeit der Drehung mittels der Dauer
des Lichteindi'uckes auf das Auge die Gestalt der ganzen
Protuberanz mit einem Male überblicken zu können. Den-
selben Weg haben auch Lockyee und Zöllner einge-
schlagen; ersterer, indem er statt des Spectroskops bloss
den Spalt senkrecht zu seiner Richtung in eine sehr schnelle
Rotation versetzte, letzterer, indem er den Spalt mittels
einer elastischen Feder senkrecht zu seiner Richtung hin
und her oscilliren liess. Aber diese Versuche, obgleich sie
die Mögüchkeit des Gelingens in Aussicht stellten, sind
über ihre ersten Anfänge nicht hinausgekommen, eines-
theils wegen der damit verbundenen mechanischen Schwie-
rigkeiten, anderntheils weil es sich bald ergab, dass sich
der beabsichtigte Zweck durch viel einfachere Manipu-
lationen weit besser erreichen liess.

Man braucht nämlich, sobald eine Protuberanzlinie im
Spectroskop sichtbar ist, den Spalt nur langsam zu er-
weitem, um sofort die wahre Gestalt der Protuberanz deut-
lich zu erkennen. Huggins hat dies zuerst gefunden, doch
bediente er sich dabei eines tief roth gefärbten Rubinglases.

Beobarhtunpj der Protuberanzen bei Sonnenschein. 185

Als LocKYKB am 27. Februar 1869 erfuhr, dass es
HuGOiNS gelungen sei, durch blosse Oeffnnng des Spaltes
die Protuberanzen bei vollem Sonnenscheine wahrzuneh-
men, kam er sogleich auch auf die von Zöllner bereits
unter dem 6. Februar veröffentlichte, aber noch nicht au
der Sonne zur Ausführimg gebrachte Idee, dass die Ab-
schwächung des Atmosphärenlichtes sich durch eine Ver-
mehrung der Prismen erreichen lasse und dass es daher
gelingen müsse, die Protuberanzen in ihrer ganzen Gestalt
zu beobachten, wenn man zuerst eine ihrer Spectralhnien,
z. B. die grünblaue Hß oder die rothe Ha, in das Seh-
feld eines sehr stark zerstreuenden Spectroskops bringe
und dann den Spalt desselben so weit öffne, dass mau
durch ihn hindurch die Protuberanz in ihrer ganzen Aus-
dehnung überschauen könne. Das ausgezeichnete, sieben
Prismen enthaltende Telespectroskop (Fig. 63)^ welches
ihm zur Verfugung stand, bestätigte nach wenigen Ver-
suchen die Richtigkeit dieser Idee, und so gelang es ihm
zuerst, ohne weitere mechanische Hülfemittel und ohne
Anwendung von farbigen Gläsern zu jeder Tageszeit, wo
die Sonne scheint, die Protuberanzen in allen ihren Um-
rissen und in ihrer ganzen Grösse und Gestalt zu beobachten.

Zöllner hat nach demselben Verfahren zuerst am
1. Juli 1869 die Protuberanzen wahrgenommen. Die Re-
sultate seiner Beobachtungen hat er in einer Reihe von
höchst interessanten Abbildungen einzelner grösserer Pro-
tuberanzen veröffentlicht, welche das Entstehen, die Ver-
änderungen und das Verschwinden derselben deutlich er-
kennen lassen.

Die Methode, die Protuberanzen bei hellem Sonnen-
scheine in ihrer Form und in ihrem Umfange zu sehen,
besteht also einfach darin, dass man auf die in § 16 an-

IBli Die SpcctmlaiiRlyKC.

gegebene Weise und mit den in den Fitfff. 62 und ti3 dar-
gestellten Instrunitinten zuerst eine Protuberanzliaie, am
besten die rothe Linie C, in das Sehfeld des Spectroskops
bringt und alsdann den Spalt langsam erweitert, bis die
Protuberaiiz in ihrer grössten Schärfe erscheint. Das in
den Fig<j. 62 und 6'3 dargestellte Spectroskop enthält einen
Prismensatz von nicht gerader Durchsicht; weit bequemer
ist dagegen das geradsiclitige Spectroskop, wie aolches.die
Flgy. 65 und 66 zeigen. Wir geben za Fig. 66 noch die

Fig. 78.

NjiiltVDriitbtuiis iin Sptctraakop.

Fjtnrichtiing der seliv fein cunstruirten tipaltvorrichtung.
Dieselbe ist in Fig. 7K abgebildet und besteht der Haupt-
sache nach aus zwei an Stahlleisten verschiebbaren Stahl-
backen mit vorziiglii^hcn Schärfen, welche sich vermittels
einer Schraube gleichzeitig gleicli weit vom Mittelpunkte
entfernen und unter Einivirknng ontsjirccheuiier Reagir-
ftderu zugleich wieder der Mitte der Uetfnung nähern
lassen. Die SpaltölTnuiig lllsst sich auf n;ihe ' i Zoll oder
6' 3 nini ei'breiti'ni. Äussoi-dem ist in sehr geschickter
Weise diu Einriulitung gutrottoii. dass man bloss den

äusseren Ring Ä zu drehen braucht, um das <

Spalt

luill) \erdeck*^ii(Je Vergleichsprisma, welchee das Licht von
nh i'iuü Oefftiung a empfängt, gan« bei Seit«

schjüben und das volle Licht des Fern röhr objectivs auf
die ganüe Länge de« Spaltes gelangen zu laBsen.

Die Fig. 79 zeigt die am meisten ausgeprägten For-
men der Protuberanzen unter Angabe der Zeit, wann
sie beobachtet wurden, des Ortes am Sonnenrande, wo

ISX Die S|iei!tralunalyse.

si(» fi-sthuiiien, iiml der Höhe in Bogensecundou, welche
Mt' ciTfk'hteii.

Ks ist im Allgemeinen einerlei, ob uuin bei dieser
HtMiljiK'litiingsweist» die rothc Linie (Hu) oder die grün-
blam." (Il[i) iixirt; die erforderliche Weite der Spaltöffnung
ist jedoch durch die grössere oder geringere Reinheit des
Himmels wesentlich beilingt. Stellt man das Beobachtungs-
rohr des Spectroskops auf die C-Linie ein und richtet den
engen S|)alt so auf den Sonnenrand, dass die rothe Linie
... . //«im Sehfelde erscheint, so zei^

sich beim Erweitern des Spaltes die
l'rotuberanz in rother Färbung;
iixirt man dagegen die J^ -Linie und
Uli, so gewahrt man genau dieselbe
Komi in grünblauer Farbe.

Es wird nicht überflüssig sein zu
bemerken, dass auch die kleinste
\ Spaltöffnung des Spectroskops doch

"\ t das Sehfeld desselben über einen

A« i"U"- sehr bedeutenden Theil der Sonnen-

Umgebung ausdehnt. Beträgt diese
OetViiiin^ auch nur 0.05 mm, und hat das durch das Ob-
jectiv des Telerskops erzeugte Sonnenbildchcn, wie in dem
Instrumente von Lockyer. einen Durchmesser Ton etwa
2,5 cm, so erstrecken sich doch die durch den Spalt ein-
driii^^eiulen Lichtstrahlen an der Sonne über einen Kaum
voll un^ietahr 400 j^'eograi)hischen Meilen.

Statt eines S|»ectn»skops mit Prismensatz kann man
sicli /u <len Protuheranz-Heobachtungen auch eines Dif-
t'ractions'iitters bedienen. Die Anordnung des Apparates
i-t tilgende: >>(> in der schematischen Fig. 80 ist der
(JoUimator, «S der Spalt, welcher in den Brennpunkt des

()

Kr'iihiiphluiig AtT rrnlDbprnniPn hd Sonimnsclioin. Ißf

Refractürs gobraclit wird, an dem das Spectrosko)) befestigt
ist. F ist dos Beobachtuugsferurolir. Dasselbe kann mit
d«m Colliinator fest verbunden sein, da. nur das aui' einem
MetHUs|)icgt>l M getheilte Gitter gg gedreht zu werden
braucht. Durch diese Drehung des Gitters um eine Senk-
rechte zur Ebene der Zeichnung werden der Reihe nach
die Spwtra der verschiedenen Orduungen im Ferujohre F

T>Ht*i OUbMtfonNpMnmkap.

erscheinen. Da die Spectra der verschiedenen Ordnungen
Bcb so überdecken, dass das rotbe Ende des HpLCtruuiB
zweiter Ordnung den blauen Theil desjenigen der dritlt^n
Onluuug deckt, so ist es bisweilen erforderlich, dieae
Spectra zu trennen. Zu diesem Ende hat zuerst Jobs
He&bciiel vorgcAchlageu, zwischen das Gitter m und ila.s
Fernrohr F ein eiufaches Prisma zu setzen, deaseii Di-
sperdonsebt'nc senkrecht zu derjenigen des Gitters steht.

190 Die Spectralanalyse.

Mit einem solchen DifFractions-Instrument hat Yoüxa
zu Princeton zahlreiche und wichtige Beobachtungen an-
gestellt. Fig. 81 zeigt dieses Instrument, dessen Elinzel-
heiten aus Fig, 80 ohne Weiteres verständlich sind.

Uebrigens haben sich schon früher Secchi und Vogel
des Gitters bei Protuberanzbeobachtungen bedient. Es
bietet den Yortheil einer kleinen oder grossen Zerstreuung
durch Wahl einer höheren Ordnung des Interferenzspec-
trums bei geringen Dimensionen des ganzen Apparates.

Die Diffractionsspectroskope haben jedoch anderseits
den Nachtheil, dass bei weiter geöffnetem Spalt die Ge-
stalt der Objecte etwas beeinträchtigt erscheint, entweder
zusammengedrückt oder ausgedehnt rechtwinklig zur Bicfa-
tung des Spaltes. Wenn die Neigung der GitterflSche
gegen das Teleskop grösser ist als gegen den Cdli-
mator, erscheinen die Protuberanzen, sobald der Spalt doa
Sonnenrand taugirt, etwas eingedrückt; ist jene Nei-
gung geringer, so erscheinen sie verlängert Diese Ab-
weichung von der normalen Höhe kann aber in Rech-
nung gezogen werden. Bezeichnet nämlich h die schein-
bare Höhe, // die wahre, k die Neigung der Gitter-
o])orfläche gegen den Collimator, t gegen das Fernrohi*,

so hat man

^^ // sin. t

sin. k

Im Allgemeinen kann man die verschiedenen Formen
der Protuberanzen in zwei charakteristische Gruppen brin-
fijen, welche von Zöllner als dampf- oder wolkenformige
und als eruptive Gebilde bezeichnet werden.

Beobachtet man mit einem kleinen Teleskope, so treten
die Einzelheiten der Umrisse und der inneren Gestaltung
dei^selbon weniger deutlich hervor. Doch ist ein Beob-

achter im Besitze eines Fernrohra von 4 Zoll Oeffnung, wie
solche rtRtxFELDEH & Hkutel iti MuncheD liefern, und
eines Spectroskops, dessen Uesammtdispersion derjenigen
von fiinf oder sechs gewöhnlichen Prismen gleichkommt.
80 ist er hinreichend ausgerüstet, um die Chroniusphüre
sowie die Protuberanzen in ihren Gestalten und Verände-
rungen zu untersuchen. Wie weit man den Spalt zu
Üffuen hat, um die Protuberanzen am schärfsten zu sehen,
muss in jedem falle durch Versuche ermittelt werden. Bei
zu grosser Oofl'nnng verschwinden die Protuberanzen alliniih-
lich auf dem Spectnini der zu hell erleuchteten Atmosphäre,

Unter den Beobachtern, die sich liauptsächhch mit
der Untersuchung der Protuberanzen bis j^tzt beschäftigt
haben, sind in erster Linie zu nennen Secchl Lockykb.
Vogel, Yoükg, Tacchini, Respighi.

YocNO bat mit seinem kraftvollen Instrumente zahl-
reiche Beobachtungen der Gestalt der Prntuberanzen und
der Veränderungen, welche sie erleiden, angestellt. Am
17. September 1869 sah er eine weit ausgedehnte Kette
von Protubersinzen, deren einzelne Formen in Fig. 82
abgebildet sind. Diese ungeheuio feurige Gasmnsse nahm
am Sonnenrande eine Länge von nalie 480(K) geographischen
Mtnien ein und erreichte eine Höhe von 50 Secundeo oder

10*2 Die Spectralanalyse.

von 60(K) geograi)hischen Meilen; sie liatte ihre grö>ste
II(;lIigkrit in den Punkten a und b.

Kleinere Veränderungen in der Gestalt der lYotube-
runzen kann man bei geöffnetem Spalte fast ununterbrochen
Ijeob.icliten ; dagegen erfolgen grössere Verändeioingeu in
der Kegel nur langsam oder ganz immerklich. In einigen
1 allen aber ist der Wechsel der Gestalt in den Protul»e-
ranzt'U so ausserordentlich und geht mit einer solchen Ge-
schwindigkeit vor sich, dass wir daraus auf die heftigsten
Rractionen in drn höheren Theilen der Sonnenatmosphäre
scliliessen müssen, gegen welche die orkanartigen Stürme,
die zuweilen das Luftmeer der Erde in Bewegung setzen,
verschwindend klein sind. Lockyee beschreibt die Beub-
achtung eines solchen Sonnenifturms auf folgende Weise:

„Am 14. Miirz 18Gi> gegen 9 Uhr 45 Minuten Mor-
gens lieobachtete ich — den Spalt tangential zum Sonnen-
rande anstatt, wie es sonst zu geschehen pflegt, senkrecht
zu demselben — in der Nähe des Aequators auf der öst-
liehen Seite eine kleine dicliU* Protuberanz mit Andeutungen,
(liiss eine aussergewöhnliche Thätigkeit im Gange war. Um
10 Uhr .'»() Minuten, als die Wirkung nachliess, öffnete ich
den Spalt und bemerkte sofort, dass das dichte Aussehen
der Protuberanz verschwunden imd wolkcnähnliche Zer-
faserungen eingetreten waren. Die erste Zeichnung wurde
um II Uhr 5 Minuten beendigt; die Höhe der Pro-
tul)eranz betrug IT)" oder ungefähr 6300 geographische
Meilfu. Ich verliess dann auf einige Minuten das Obser-
vatorium und war nicht wenig erstaunt, bei meiner Rück-
kelir um 11 Uhr 15 Minuten zu l)emerken, dass von der
giM-adHnigen Protuberanz nichts mehr sichtbar war; auch
niclit die kleinste Spur fand sich davon an der alten Stelle
vor. leb weiss nicht, ob sie sich wirklich gänzlich verloren

■olubeMnzeii. hpiili

Omffn^f/iaiAf Mriift

lleobBfhtang der PmlaHfraneen bei Sonnennfheii

oder ob ihre Theile anderswohin gefios
F ich vermuthe das letztere, weil der übrige Theil der
toberaii^ sich vergrössert hatt«, wio es eine nnn ange-
■ zweite Zeichnung deutlich erkennen Hess."

^eure Veränderungen in der Höhe und dem Aus-

i der Protuberanzen hat auch Secchi häufig beob-

nisweilen, wie am 9. Juli 1871, deutete schon

pinze Aussehen dieser Gebilde (Fig. 83) auf Bewegung

der glühenden Massen, die an Grossartigkeit jede Yor-
Mellung überbieten.

Die in Fig. 84 abgebildeten vier verschiedenen Formen
beziehen sich auf eine und dieselbe sehr glänzende Pro-
taberanz, welche ani 7. October 1869 von Professor Yüunq
beobachtet wurde, Ihre Höhe betrug 75". Der Wechsel
in ihrer Gestalt erfolgte mit einer ausserordentlichen Ge-
schwindigkeit; die vier Zeichnungen wurden gemacht um
S Uhr 20 Min.. 2 Uhr 35 Min., 2 Uhr 55 Min. und 3 Uhr
30 Min. Im Innern der Protnberanz gab sich eine nahe
horizontale Bewegung der einzelnen wolkigen Massen kund.

t äpMtralaadjraF.

Eüier äcT grossartigsten Ausbrüche von Protobemixa.
icr liis jetzt beobachtet vordea, ereignete sich am 7. Sep-
tember 1871 out) ist von Yoökg beschrieben ood gezeicbncl
worden. ,,Ad jenem Tage," so berichtet er, „ereipietc
flicli zwiscbi'n 12< , ani] 2 Uhr Nachmittags auf der Somt
eine Art Explosion, die eben so sehr durch ihr unantir-
U.-I«ä, [ilötzlit^hes Auftretri) als durch ihre Heftigkeit aA

Fig. 94.

aus;z ei ebnete. Gerade um Mittag hatte leb eine enoC
Prptulieraiiz am westlicheu Soimeorande mit dem Telespeo-
troskop nälier uulerBwht; sie hatte sich seit dem Torigen
Mittag nur sehr wenig geändert und bildete eine lange;
massig hohe, ruhig aussehende Wolke von nicht besoo-
dereai Glänze und nur durch ihre grosse Ausdehnung b«-
roericenswerth. Ihre Hauptmasse bildete eine Wolke i
nahe horizontalen Streifen, deren unterer Tbeil etwa i
({eugraphisvhe MeUen von der Chromosphäre entfernt i

Bi'obKhhing il«r PrclohBruniPii Wi SoiniMiBcliein. 195

aber durch drei oder vier lebhall glaubende verticiile
Säulen tod der häufig vorkommenden Form mit derselben
in Verbiudung ataud. In der Länge mass sie 3' 45" und
in der Höhe bis zu ihrer oberen Grenze nahe 2', sie Lalle
abto eine LängenaUHdehnting am Sonnenrande von ungefiihr
21700 und eine Höhe von 11700 geographischen Meilen.

Als ich um I2Vj Uhr auf einige Min\iten abgerufen
vnirde, war niohls zu sehen, was auf eine bevorstehende
Eniptio» hiitte schlieasen lassen können; nur der eine auf
der Rüdlichen Seite der Wolkeu befindliche Verbindung»)-
atamra war bedeutend glünzender geworden und eigentbüiu-
lich seitwärts gekriinmit; ebenso
hatte sith nahe an der Basis ^'ü' ^

flines anderen Stammes am nörd- i
licheci Ende eine kleine leuchtende
Masse gebildet. Fig. 85 zeigt d;Ls j
AuBNeben. das die Protuberanz
lun diese Zeit gewährte; i ist
die zuletzt genannte leuchtende
Masse.

Wie gross war mein Erstaunen, als ich nach weniger
als einer halben Stunde ("am 12 Uhr 55 Minutenj zurück-
kam und fand, dass inzwischen die ganze Protuberanz
durch einen gewaltigen Ausbruch von unten nach obi'n
buchstäblich in Fetzen zerrissen war. An der Stelle der
ruhigen Wolke war nun die Luft, wenn dieser Ausdruck
fiir die Sonne erlaubt ist, mit berumfiiegenden Trümmeni,
mit einer Menge von einzelnen verticalen, anscheinend
feurig-flüssigen Fäden oder Zungen angefüllt, jede 1 0 bis 30"
lang und 2 bis 3" breit; sie waren am glänzendsten und
standen am dichtesten zusammen, wo vorher die Stämme
sich befanden, und alle stiegen selu' schnell iu die Hohe.
13»

Die Sp«c!tnlanal}rsa

Fig. m.

Ab ich dio Erscheinung zuerst sah, bttU«D eini^
dieser Fäden schon eine Höhe von iiahe 4' (il70ll g»-
graphische Meilen) erreicht; sio stiren aber vor neiiKa
Augen uwh fortwährend hoher, bis »lie böch&teu nad
10 Minuten (uin 1 Uhr 5 Minuten) um mehr ali 4340O
geographische Meilen von der Oberääcfao der Sonne eot-
fernt waren. Bt;i der Messung dieser Höbe wurde tsil
grosser Sorgfalt verTahren. und es «rgab sieb als du
Mittel aus drei sehr nahe öbcr-
eiostimmendea Beobachtungen lir
die grÖBstf erreichte Höhe T4i^
uder ungefähr 45800 geog»-
phische Meilen. Ich hebe äksa
besonders herror, weil, so viel mir
bekannt ist, die cbrotnositböriscbe
M;it«ne ( im vorliegenden Fa!le
glühender Wasserstoff) noch nie
in einer grösseren Höhe als 5'
beobachtet worden ist. Die C!c-
ach windigkeit, mit welcher tli*
Frotiiberauzniaterie in die Höhe
stieg, betrug 36 geographische
Meilen in der Secunde und iat ebenfalls bedeutend grösser,
als man es bisher wahrgenommen hat. Einen allgenraiiiai
Anblick der Erscheinung tiir die Zeit, wo die FSdeo ihre
grösste Höhe erreicht hatten, giebt die Fiif. 86. In dem
Masse, we die feurigen Zungen in die Höhe stiegen, nahmeu
sie an Glanz ab; sie verschwanden unbemerkbar wie eine
sich auflösende Wolke, und um 1 Uhr 15 Minuten waren
von der ganzen grossen Protuberanz nur noch einige wenigr
Bündelchen leuchtender Materie nebst einigen heUenm
Streifen ganz nahe an der Chromosphäre übrig, welche

noch eben die Stelle erkennen liesseu, wo die grossartige
Erscbeinung stattgefunden hatte.

In der Zwischenzeit aber war diu erwähnte kleine

Masse a angewaehseu und hatte sich zu einer wogenden
und fortwährend sich ändernden Flamme entwickelt, An-
fangs kroch sie, so zu sagen, niedrig an der Sonnenober-

Fig. SO.

fläche entlang (Füj. 86); später stieg sie fast pyramidal
auf eine Höhe von 10800 geographischen Meilen, worauf
sich ihr Gipfel in lauge Fäden uod in Bündel leuchtender
Strahlen auflöste, die in höchst merkwürdiger Weise sieh
umbogen und nach Art der Schneckenwiudungen bei den

198 Die Spectralanalyse.

jonischen Kapitalen gekrümmt waren; endlich verlor sie
sich allmählich und verschwand um 2 Uhr 30 Minuten
gleich der vorigen vollständig. Die Figg. 87 und 88 zeigen
diese letztere Protuberanz in ihrer vollen Entwickelung;
die erstere wurde um 1 Uhr 40 Minuten, die andere um
1 Uhr 55 Minuten skizzirt.*'

Auf den Tafeln VI und VII sind zwei verschiedene
Protuberanzgebilde in ihrer natürlichen Farbe dargestellt,
wie sie sich zeigten, als man unter Anwendung eines
grossen Teleskops den weit geöfibeten Spalt des damit
verbundenen Spectroskops auf die rothe C-Linie (Hu)
richtete. Sie charakterisiren die beiden verschiedenen
Gruppen der Eruptiv- und der Wolkengebilde und geben
zugleich ein Bild von der grossen Veränderlichkeit ihrer
Form. Die Protuberanz Nr. 1 und 2 auf Tafel VI ist von
Prof. Zöllner, Nr. 3 und 4 auf Tafel VII von Prof. Yoüng
beobachtet und gezeichnet worden; erstere ist ein Eruptiv-
gebilde mit deutlich ausgesprochener Drehung, letztere
dagegen hat einen wolkenartigen Charakter. Aus dem bei-
gefügten Massstabe* lassen sich ihre Höhen leicht ab-
messen.

Professor Yoüng ist es gelungen, am 28. September
lö70 zum ersten Male bei hellem Sonnenscheine die Pro-
tuberanzen am Sonnenrande zu photographiren. Die Ope-
ration bestand darin, dass die blaue WasserstoflFlinie Hy
vor G in die Mitte des Sehfeldes des Spectroskops ge-
bracht und eine kleine photographische Camera mit dem
Ocular des Beobachtungsrohres verbunden wurde. Da die
gewohnlichen für die Aufnahme von Porträts gebräuch-
lichen Chemikalien angewandt wurden, so niusste die Ex-

* '

ral'el VI und VIJ haben «^leicheü Massstub.

Beobachtung der Protnberanzen bei Sonnenschein. 190

positionszeit auf 3^^^ Minute ausgedehnt werden, während
welcher Zeit das Aequatorial infolge einer nicht ganz
genauen Aufstellung der Polarachse eine kleine Verschie-
bung des Protuberanzbildchens auf der präparirten Platte
verursachte. Dennoch lassen sich in dem erhaltenen photo-
graphischen Bildchen von 13 mm Durchmesser die ver-
schiedenen Formen der Protuberanzen deutlich erkennen.
Seit dem Jahre 1874 hat sich Dr. 0. Lohse bemüht,
auf photographischem Wege ein Bild der Chromosphäre
und der Protuberanzen zu erhalten, wobei er sich anfangs
eines absorbirenden Mediums bediente, welches dicht vor
der lichtempfindlichen Platte angebracht wurde. Bei spä-
teren Versuchen wurde das vom Objectiv erzeugte Bild
direct auf einer reinen Jodsilberschicht aufgefangen. Auf
diese Weise erhielt Dr. Lühsb um die überexponirte Sonnen-
scheibe herum einen dunklen Ring, der später auch von
Janssen erhalten wurde, allein es blieb unentschieden, ob
dieser Ring wirklich ein Bild der Chromosphäre sei, auch
zeigten sich keine Protuberanzen. Im Frühjahr 1880 con-
struirte Lohse einen anderen Apparat, dem die Idee zu
Grunde liegt, das Bild der Chromosphäre aus einer Reihe
von Spaltbildem zusammen zu setzen, indem dem ge-
sammten Spectralapparate, bei feststehender photographi-
scher Camera, eine gleichförmige Bewegung ertheilt wird.
Es wurde hierbei die Kreisbewegung vorgezogen, weil
dabei der erste im Focus des Fernrohrs befindliche Spalt
bei gehendem Uhrwerk stets nach dem Centrum des
Sonnenbildes gerichtet bleibt. Fig. 89 zeigt schematisch
die Anordnung. Das Objectiv 0 eines grossen Fernrohrs
erzeugt in der Focalebene / der violetten Strahlen ein
Bild der Sonnenscheibe. Dieses Bild wird von einer ge-
schwärzten Metallscheibe aufgefangen, in welche eine gläu-

200 Die Spectralanalyse.

zende Kreislinie eingerissen ist, deren Centrum mit der
optischen Achse des Fernrohrs zusammenfällt In diese
Kreislinie wird das Bild der Sonne concentrisch eingestellt
und in dieser Lage durch das Uhrwerk des Femrohrs
festgehalten. Die Metallscheibe enthält vor dem ersten
Spalte 8i einen kleinen Ausschnitt, der sich in radialer
Richtung durch einen Schieber so weit redudren lässt,
dass ausser der Chromosphäre nur ein ganz schmaler
Randtheil der Sonnenscheihe sein Licht in den Spectral-
apparat hineinsendet, während der ganze übrige centrale
Theil abgeblendet wird. Bei concentrischer Stellung des

i?^ig, 89.
1. l.

Lohse's Apparat zur Photographie der Chromosphire.

Sonnenbildes ist der Spalt s^ radial gerichtet und bleibt
es auch bei der später erfolgenden Drehung des Apparates
um die Achse XX, Das vom Spalte s^ kommende Licht
wird von der als CoUimator dienenden einfachen, plan-
convexen Linse li parallel gerichtet, geht durch den Pris-
mensatz p, der fiir Violett ä vision directe orientirt ist, in
die Linse l^ von gleicher Brennweite wie Zj. Die Linse l^
erzeugt in ihrem Focus ein Bild des Spectrums des Sonnen-
randes und seiner Umgebung, von welchem Spectrum
durch den beweglichen Spalt s^ das schmale Stück heraus-
geblendet wird, das die violette Wasserstofflinie Hy ent-
hält. Dicht hinter dem Spalte «^ befindet sich in fester
Verbindung mit dem Fernrohi* die lichtempfindliche Platte F.

Ü.'ubuiIiIuDK der ProIuWn

2ll|

Wenn der Apparat in Thätigkeit gesetzt werdeu soll,
80 werden die mit einander verbimdcoen Theile «|, Ij, ji,
4 und «3 mit gloidiformiger Geschwindigkeit um die
Aclise XX gedreht, wobei der mit schmalen Lederatreifen
Terseheue Spalt «j direct auf der emptindlicheu trocknen
Gelatineplutte tichleift, £a erzeugt sich auf diese Weise
ein entgegengesetzt gekrümmtes Bild des Sonnenrandes, bei
dem die Protube ranzL-n nach dem Centnini statt nach ,
aussen gerichtet sein wüideu. Aus diesem Um&taude ent-
springt nebenher der kleine Vortheil, dass das Bild der

Fig. W

idor S|><e(i>lippu'4t.

Chromosphäre, welches iufulge der Drehbewegung von
vornherein längere Exposition erhält als die Theile der
SoDnenscheibe, auf der Platte auf einen engern Raimi zu-
sammengedrängt «ird und also eine relativ stärkere Wir-
kung auf die emplindliche Schicht ausübt.

Fig. yo giebt eine Ansicht des von Schhiot &. Hünsch
in Berlin ausgefühilen Instrumentes. Innerhalb dreier
cylindrischer Eisenstäbc. welche die Verbindung mit dem
Femrohr veimitteln, bewegt sich mit möglichst wenig Rei-
bung in den zwei Ringen r und r^ die Trommel 7'. Letz-
tere enthält die fünf wesenthchen Theile des Spectralapjia-
rates, nämlich die beiden Spalte, den Piismenkorpei' und

'JiVJ Dia SpactnUaaljsc

ilii' iH^iili'n linsen in der Anordnung, wie durch die oUp.
Nclioiiiiitisclio Fiy. 8y angedeutet wurde. Von dsn Sjalt;
vurricktuii);t.'ii ist in Fig. 90 nur diejenige za edieo, &
Diit der i.'in])tiiidliclien Platte in Berührang gvbraidit VH
und liior den Kuchataben «i trägt, sie kaan niit HHl
von /ulm und Trit-b heraus- und liineingescliniubt vi
iJii- i>liutu{;i'ai>kiBche Cassette K scliiebt sich tu don
. iiiun li, de&acii cylindrischer Ansatz lichtdicht Ül -iSf
'ri-uniniel T hiucinpasst. Ehe bd einer Aufnaline M
Si'liii>)iiT der Uiissvttc geöffnet wird, muss der Tlat^iiy J
s:iiiiint der Cussctte fC mit Hülf^ des we^drchbaieo Bin
guls i< und der Schraube iv gegen die Troniniel hinbeim
ucrileii, bis die gewünschte Entferiuing zwischen der <i
liinsü /^ und der empfindlichen Platte erreicht und dl
( ianüc licht^licht abgosihloBBen ist. Sodniin wird dl
CiiNsetteiiächieber gcüH'net und dt^r Spalt «, mittels 'Dnlb
li(>A'egunt; an die üchtenipäudlicbe Oberfiäch«; livraobnnif
Ist iiiu'h dii-s geschehen und die Sunut^ eingt:-«toUt> w
dti' Truninii-t, auf der sich ein Zübiirad beünd<>t, nttt<
Si'lirimlie nbue KikU' iu Drehung versetzt. Wie au
in der Alibildiiu;; bemerkbaren Kurbeleinrichtung am
licli iM, sollte die Drehung mit Hülfe dei- Huad be«
wiTileii, iiide.-j dürfte es vortheillmfter sein, bierför
kleines 1,'brwirk /u benutzen, weil bei der genügen ^^^
di-s Sji^lti'ä «t .i<^<l*^ "f<^'< ^ kleine Usregelmiini^ett ■
(kr llewi'^utig sieh auf dem Bilde bemerkbar macht

I(i-f;<'1]uiissiKi! tägliche Untersuchungen des gansen
S(iiinei)i:iiide> iiacli Prtituliviauzen sind seit Oetober ISS?
Kuei-ist VC.»! ltKbi>i<i>ii .luf der Sternwarte des Gampidoglio in
Kinii :ii]>;estellt worden. Fi//. fiJ zeigt, wie der Beobacht«-
dir l't'i>tiilicr,'iii/i']i ilnrstellt. Die Beobachtungen geschahen
iler All. diis^ der Sjuilt eines Spectroskops a vision directo

1 Tl-flhn,I,liiii2 'Kl- rr.-.liib(-rfliii,.>u l.d Soi.ü.-^.sfli.'iii. 20S ^H

I
1

1
J

■1

fj/f.

[§1

■■■

• • i i i i i i i i i i i i

■

von sehr starker Dispersion, das an einem para Hak tischen ^^|
Refractor angebracht ist, in tongentialev Richtung zum ^^M
äonnenrauile rings tun diesen heiuuigetuhrt wurde. Spilter ^^^|

-JU-l Die f^pevtrdanalyBC.

Mij<l iiuch am astrophysikaÜHcheii Observatorium zu Pots-
iliiiii, suwie von Skccui, Taccui&'i und Bukjdicbix regri-
uiiis»i<;c Prutulii^'rauzaufnaluueii angestellt worden uad ver-
ilcii uiK'Ii tü^'Uch f'urtgesetzt. Die itulienisclien Beobacii-
tiiii^'cii Kfrdeii moiiatlich iu den Memorie delk Sodeii
di-gli ^)i<;tti-oscupisti italiaiii (Uoma) veröffentUt-'lit

Zur Krleielitcrung den AlisucLens des Souueiiniulb
UH1.-I1 riutulicniiizcu liiit Dr. J. Bbunn ein Spectrosiop mit

Fig. 1)2.

bogcnfermiset SpilCTorrifbnv.

cxiciilrisflK'i-, liumiiioiiiiigoi" äpultvorrichtung ausgeführt.
l>asüi'lln' ist an eiui^iii Fermohr von 4 Zoll Oeffnung und
.*> l-'u.-is 1 tri' IUI weite lietestigt und liingirt zur Zutriedenliiat
hi-r "iitiMln.' rin'il bestellt aus zwei fünffachen AHid'schen
riisiiicii iinil zwi'i mhiümatibcheu Objectiven von Relv-
i-Ki.u]':u I.V IIlutdl in München. Das benutzte Ocular ist
ein Mikniiiiftt-rucular aus zwei ])tanconvexen Linsen.

Aul' lief rUittc .1/ (Fi;/, yj) befindet sich die Spalt-
vui'1'ii.'lituiig. Die eine Backe derselben wird von der

Beobachtung der Protnberanzen bei Sonnenschein. 205

Stahlscheibe S gebildet, deren Mittelpunkt A im Mittel-
punkte der Scheibe ^f befestigt ist. Gegen diese wird
durch die Schraube £, deren Mutter in das Messingstück D
eingeschnitten ist, die zweite Backe des Spaltes B bewegt,
welche sich zwischen den Schienen (7, C verschiebt und
durch die Feder F beständig gegen die Schraube E ge-
drückt wird. Die Ränder von S und ß, welche den Spalt
bilden, sind in bekannter Weise zugeschärft. Der Radius
der Scheibe S ist gleich dem mittleren Radius des Sonnen-
bildchens des benutzten Fernrohrs genommen. Auf diese
Scheibe ist nun das Spectroskop an der Rückseite so auf-
gebaut, dass die Tangente des Spaltes der Achse des
Spectroskops entspricht.

Die Scheibe M ist durch vier kurze Messingsäulchen
an eine zweite Scheibe befestigt, die in der Mitte eine
hinreichend grosse Oeffnung hat, um die Sonnenstrahlen
passiren zu lassen. Diese Scheibe ist an ihrem Rande mit
einer Schraube ohne Ende versehen, mit deren Hülfe sich
das ganze Instrument leicht um die durch A gehende
Achse des Femrohrs bewegen lässt.

Um den Sonnenrand abzusuchen, bedarf es abo bloss
einer einmaligen Einstellung des Femrohrs, so dass das
Sonnenbildchen die Scheibe A deckt Die kleinen Ver-
stellungen, welche noch nöthig sind, da die Scheibe nur
selten dem wirklichen Durchmesser des Sonnenbildchens
entspricht, sind so gering, dass sie sich mit der grössten
Ijeichtigkeit ausführen lassen. Auch das Ocular hat noch
eine besondere Vorrichtung, welche verhindert, dass das
Auge geblendet wird, wenn der Spalt nicht gerade mit
der Chromosphäre zusanunenfjillt. An demselben befindet
sich dort, wo das Bild entsteht, eine einfache Schlitten-
vorrichtung, in die sich von beiden Seiten Messingstreifen

•Jim; Dif Spectralaualyiw*.

fiii^rhicheii lasstfiu von denen der eine convex, der andere
coiitav ausgi'schuitten ist, entsprechend dem Radius i&
Srheibe -4. Da die beiden Objective gleiche Brennweite
lialKii. so ist im Oculare das Sonnenbild eben so gros»
wie 1mm A, un<l es erlauben die beiden Messingstreifen aus
dfin Spectruni den Theil auszuschneiden, welcher der
Liiiit' ^* I natürlich auch jeder anderen) entspricht E^
wird dunh diese VuiTichtung das Auge erheblich geschont
und man kann ohne Anstrengung lauge Zeit auf Beob-
a<'htung de^ Sonnenrandes verwenden, selbst dann, wenn
«las Uhrwerk unzuverlässig fiingirt und häufig das directe
Sonnenlicht in <las Auge dringt.

Bi*^ jetzt umfassen die regelmässigen Protuberanzbeob-
aclituniren noch einen zu kurzen Zeitraum^ uni zu defini-
tiven Krgelinis^en führen zu können. Doch haben die
Beol>achtun;:t»n, welche hauptsächhch Pater Secchi und
rAccHiNi seit einer Reihe von Jahren angestellt, ergeben,
(lass die Iläutigkeit der Protuberanzen am geringsten ist
in den Polariregonden der Sonne, aber alhnählich bis 30*
der Breite wächst, wo die absoluten Maxinia liegen, und
(lass ein weniger ausgesprochenes Minimum am Aequator
erscli«'int. Die grossen Protuberanzen fehlen in den
Polarcalotten bis 30" vom Pole gänzlich und erreichen
ihr Maximum in IM)^ Breite; man niuss daher schliessen,
d.i>s nicht nur die Frequenz, sondern auch die Höhe der
I^rotulxTaiizeii von der Rotation und der dadurch be-
dingten j)lH)to.s|)liiirisclien Strömung der Sonne abhängig
i^t. Vergleicht man die einzelnen Perioden mit einander.
so sieht man eine gleichmässige und continuirliche Aende-
rung, die trotz der Kürze der Rcobachtungszeit ein ent-
schiedenem Maximum und Minimum der Intensität er-
kennen liisst, der Art, dass die Protuberanzen sich all-

Beobachtimg der Protuberanzen bei Sonnenschein. 207

mählich den Polen nähern und dann sich allmählich von
ihnen entfernen.

Die Eruptionen der Sonne stehen in enger Beziehung
zu den Flecken und Fackeln; indessen sind die Protube-
ranzen oder grossen Störungen des Eruptionszustandes
gewöhnlich viel häufiger als die Fackeln und Flecke; sie
umfassen ein grösseres Gebiet der Sonne und nehmen zu-
weilen die ganze Oberfläche ein, während die Fackeln sich
nur auf 50 bis 60^ und die Flecke nur bis 40® der Breite
erstrecken. Dies scheint darauf hinzudeuten, dass die Be-
dingungen fiir die Entstehung der Protuberanzen an der
Sonnenoberfläche leichter eintreten. Die Fackeln sind ge-
wöhnlich von Protuberanzen begleitet, welche sich durch
eine grössere Helligkeit und Heftigkeit der Strahlen aus-
zeichnen; iiir die Entstehung der Fackeln scheint somit
ein Zustand intensiverer und grösserer Eruption nothwen-
dige Bedingung zu sein. Femer macht sich der Ort der
Flecken bemerklich durch eine eigenthümliche Art der
Eruption und durch eine ausgesprochene Abnormität in
der Beschaffenheit der Chromosphäre, nämlich durch sehr
helle Eruptionen, hellere, compactere und mehr variable
Strahlen von verwickelterer chemischer Zusanmiensetzung,
die noch in merklicher Höhe dem Wasserstoff verschiedene
glühende Dämpfe beigemischt enthalten, wie Magnesium,
Eisen, Natrium u. s. w. Ausserdem sind diese Stellen
charakterisirt durch eine ausgesprochene Intermittenz der
Eruption und ein deutliches Fehlen jener kleinen und
zahlreichen Sti-ahlen in der Chromosphäre, mit denen diese
im normalen Zustande besäet ist

208 Die Spectralanalyse.

19. Messung der Richtung und der Geschwindig-
keit der Gasströme auf der Sonne.

Zu den schönsteu Errungenschaften der Spectralana-
lyse, welche vielleicht alle bisher gewonnenen Resultate,
so glänzend sie immer sein mögen, überstrahlt, gehört die
Entdeckung, dass man mit vorzüglichen Instrumenten und
genau ausgeführten Messungen aus der Lage oder vielmehr
einer sehr kleinen Verschiebung der Spectrallinien eines
Sterns oder einer anderen Lichtquelle, z. B. einer Protu-
beranz, bestimmen kann, ob und mit welcher Geschwindig-
keit sich diese Lichtquelle ims nähert oder von uns entfernt

Der Grundgedanke, auf welchem Untersuchungen dieser
Art beruhen, ging schon im Jahre 1842 von Doppleb aus,
der die Farben gewisser Sterne dadurch zu erklären
suchte, dass er annahm, die Geschwindigkeit der Sterne
sei nicht verschwindend klein gegen die des Lichtes, und
es müsse daher bei Annäherung eines Sterns an uns die
Zahl der Aetherwellen, die in einer Secimde unser Auge
treffen, eine grössere, bei der Entfernung von uns eine
kleinere sein als wenn der Stern still stände. Da nun
das violette Licht die meisten, das rothe Licht die wenig-
sten Schwingungen in einer Secunde mache, so müsse im
Falle der Annäherung das Licht des Sterns sich mehr dem
Violett, im Falle der Entfernung mehr dem Roth hin-
neigen. Das Princip von Doppler ist richtig, aber sein
damaliger Schluss ist unhaltbar. Erst im Jahre 1860 zog
Professor Mach in Prag die richtige Folgerung, dass die
Bewegung der Lichtquelle sich aus der Verschiebung der
Spectrallinien müsse erkennen lassen.

Die Höhe eines Tones hängt bekanntlich von der
Anzalil der Luftstösse ab, welche das Ohr in einer be-

MeMnnfr der Kichtung nnd der Geschwindigkeit der Gasströme. 209

stimmten Zeit empfängt. Da nun ein Ton um so höher
wird, je mehr Schwingungen der Luft in einer Secunde
das Trommelfell des Ohres treflFen, so muss durch eine
rasche Annäherung irgend einer Tonquelle nach dem Ohre
hin der Ton höher, durch eine rasche Entfernung aber
tiefer werden. Die Richtigkeit dieser Ansicht wurde für
die Töne mit Hornsignalen, die auf einer schnell fahrenden
Locomotive erzeugt wurden, vollkommen bestätigt. Bei
der raschen Annäherung der Locomotive an den still-
stehenden Beobachter wird der Ton eines und desselben
Homs stets höher, bei der Entfernung tiefer.

Wie durch die Anzahl der Luftschwingungen die ver-
schiedenen Tonhöhen, so sind durch die Anzahl der Aether-
schwingungen die verschiedenen Farben bedingt. Wenn
sich daher eine Lichtquelle, z. B. das Licht des glühenden
Wasserstoffs einer Protuberanz, sehr schnell von uns etit-
femt^ so werden weniger Aetherwellen in der Secunde
unsem Sehnerv treflFen, als wenn das glühende Gas stille
steht. Ist die DiflFerenz in der Anzahl der Aetherwellen
hinlänglich gross, um von unserem Auge wahrgenommen
zu werden, so muss jede Farbe des glühenden Gases in
der Scala des Spectrums sinken, d. h. sich mehr nach dem
Roth neigen. Bei der prismatischen Zerlegung des Lichtes
können dann die einzelnen farbigen Lichtstrahlen nicht
an denselben Stellen im Spectrum erscheinen, an welchen
sie bei dem stillstehenden Lichte auftreten würden, und
zwar müssen sie sich sämmtli<jh etwas nach dem Roth hin
verschieben.

Das Umgekehrte tritt ein, wenn dasselbe Licht schnell
auf uns zukommt; es vermehrt sich dann die Anzahl der
Aethererschütterungen fiir das Auge gegenüber dem Falle,
wo das Licht stille steht; bei der prismatischen Analyse

SfhfUetf, Spectralanalyse. n. 14

2\o Die SpectralaDalyse.

vuriliKlerii dann die farbigen Strahlen in der Farbenscala
des Spectruuis ebenfalls ihre Lage, erscheinen an den-
jt'ni^en Stellen, welche ihnen durch ihre erhöhte Brech-
barkeit anj^ewiesen werden, und erleiden eine Verschiebung
nadi dem Violett hin.

Wenn man bedenkt, dass die Zahl der Aetherwelldi
für die rotheu Strahlen mindestens 480 Billionen, für die
violetten sogar b(K) Billionen in einer Secuude, oder auch,
dass die Welltnh'iiujc. desjenigen grünblauen Lichtes (Hßu
w(4(hes sich im Sonnenspectrum an der mit F bezeichneten
Stelk* betindet, nur 4b5 Milliontel (genauer 0,00048505 1
eines Millimeters beträgt und die zu dem vorliegenden
Zwecke anzuwendenden Messwerkzeuge Grössen dieser letz-
teren Art anzeigen müssen, so wird man die ungewöhnlich
grossen Schwierigkeiten nicht unterschätzen, welche mit
den Kcijbuclitungen dieser Farbenverechiebungen im Spec-
tnim Verbunden sind. Dieselben würden sich auch über-
haupt nicht ausführen hussen, wenn wir nicht in den
(iunkbn Linien, welche die Spectra der Sonne und der
Fixsterne durchziehen und unter denen sich meist die eine
oder «lie andere genau tixiren lässt, feste Spectraktellen
hiitlen. deren ßretrhbarkeit oder Wellenlänge wir für das
Sonnenlicht oder für irdische Stofle, also auch für den
8t4'rn oth'r eine andere Lichtquelle, wenn sie unbeweglich
j^edaiht wird, im Voraus bestimmen könnten.

Wir werden später seilen, in welcher Weise Segchi
und lluGGiNs dieses Princip dazu angewandt haben, um
die (iesclnvindi^'keit zu bestimmen, mit welcher sich ein
Fixstern uns nähert oder von uns entfernt.

LocKYKu hat darauf eine Methode gegründet, um die
(ieschwindigkeit zu messen, mit welcher das die Protu-
berauzen bildende glühende Wasserstoffgas aus dem Sonnen-

MeRSüog der Richtung und der Geschwindigkeit der Gasströroe. 211

körper hervorbricht oder Bach erfolgtem Emporschiessen
wieder herabsinkt. Die Grundlage dieser Methode besteht
aus folgender Reihe von Schlüssen.

Die Brechbarkeit des grünblauen Lichtes (Hß)^ wel-
ches das glühende Wasserstoffgas neben dem rothen (Ha)
und dem blauen (Hy) aussendet, wird durch die Lage der
Linie F im Sonnenspectrum bemessen. Wenn in dieser
Linie F irgend eine Verschiebung, d. h. eine Veränderung
der Brechbarkeit oder der Wellenlänge des grünblauen
Lichtes, beobachtet wird, ohne dass zugleich auch die be-
nachbarten dunklen Linien eine Verschiebung erleiden^ so
ist klar, dass die Ursache dieser Verschiebung nicht in
der Bewegung der Erde oder der Sonne liegen kann, viel-
mehr dieselbe ausschliesslich der Bewegung des leuchtenden
Wasserstoflfgases zugeschrieben werden muss.

Wenn das Wasserstoffgas auf der Sonne sich uns
rasch annähert^ so muss die secundliche Zahl seiner
Aetherwellen zunehmen; die Länge einer jeden Welle wird
kürzer und das Licht neigt sich mehr nach dem Violett
hin, weil diese Farbe die kürzesten Wellenlängen hat.
Die F- Linie erleidet dann eine Verschiebung aus ihrer ge-
wöhnlichen Lage im Sonnenspectrum nach dem violetten
Ende des Spectrums hin. Beträgt die Verkürzung der
Aetherwellen des grünblauen Lichtes (Hß) des Wasser-
stoffs nur ^ 10 000 000 eines Millimeters, so kann man die
dadurch erzeugte Verschiebung der F-Linie wahrnehmen
und damit die Bewegung des Wasserstoffgases auf der
Sonne zu uns hin constatiren.

Wenn sich dagegen dieses Gas auf der Sonne in der
entgegengesetzten Richtung bewegt und sich von uns ent-
fernt^ so wird die Anzahl der Aetherwellen in der Secunde
kleiner, die Wellenlänge wird grösser, die grünblauen

14*

212

Die Spectralanalrse.

Fij;. ^3.

Lichtstrahlen nähern sich mehr dem Roth und es ßu^ri
flu*: Vtrschit'hnng der F- Linie nach dem rothen Ende in
Spf'cirums statt.

Uücksichtlich der Annäherung und Entfernung des
Wiisserstortgases aber in Bezug auf unser Auge sind zwei
verschiedene Umstände in Betracht zu ziehen. Wenn in

Fig. 93 die Pfeilrichtung a einen
von der Sonne aus aufsteigen-
den, der Erde sich annälien-
denj dagegen n einen zur Sonne
niedersinkenden, von der Erde
sich entferjienden leuchtenden
Gasstrom bezeichnet, so wird
sowohl der Gasstrom a als
auch n eine Verschiebung der
F-Linie und zwar a nach dem
Violett, n nach dem Roth hin
verursachen, wenn seine Ge-
schwindigkeit hinlänglich gross
ist, um die Wellenlänge um
wenigstens Viooooooo mm zu ver-
ändern. Seitliche oder tan-
gentiale Gasströme aber, wie
sie durch die Pfeile r und /
bezeichnet sind, haben hier
keinen Eintluss auf die Veränderlichkeit der /-Linie; sie
nähern sich weder dem Auge, noch entfernen sie sich von
(lenisen)on, ihre Riclitung steht vielmehr senkrecht zu der
Selilinie /.. Richten wir daher das Telespectroskop in der
Richtung; L nach dem Mittel p unkte der Sonne, so werden
wir an einer eventuellen Verschiebung der /»-Linie bloss
die (iuf.stt'üjo}nh'n und <lie nkdvrfiinkendea Gasströme a

I)ii- Kit hruiii; iiimI «lir iM-sohwin(liKki*it
<l«r (lUsstriimo auf tior Sonnt*.

Meffsnn^ der Richtung und der Geschwindigkeit der Gasströine. 213

und ji wahrnehmen und ihre Geschwindigkeit messen kön-
nen, nicht aber etwaige seitliche Strömungen r, Z, welche
sich tangential zur Sonnenoberfläche bewegen.

Richten wir aber unsem Blick auf den Sonnenrand i?,
so sind as hier umgekehrt die auf- und absteigenden Gas-
ströme ai und wi, welche sich dem Auge weder nähern,
noch sich davon entfernen, und daher, weil sie zu einer
etwaigen Verschiebung der F-Linie nichts beitragen, nicht
wahrgenommen werden können. Wenn dagegen seitliche
oder tangentielle Strömungen ri, Zj mit der erforderlichen
Geschwindigkeit an dieser Stelle vorkommen, so werden die
mit Vi bezeichneten Ströme sich dem Auge nähern und eine
Verschiebung der i^-Linie nach dem Violett hin ver-
ursachen, die mit Zi bezeichneten aber sich von der Erde
entfernen imd eine Verschiebung derselben Linie F nach
dem Roth hin zur Folge haben.

Es ergiebt sich hieraus, dass der Sonnenmittelpunkt
mit der dunklen -F-Linie der Beobachtungsort ist für das
Studium der auf- und absteigenden Wasserstoflfergüsse, der
Sonnenrand (R oder R^) dagegen mit der hellen F- oder
Hfi'Lirne für die seitlichen Strömungen, die Drehstürme^
Wirbel oder Cyklone^ wie Lockyeb sie nennt

Wenn sich ergeben sollte, dass die Wasserstofflinien
eine gleichzeitige Verschiebung nach beiden Seiten hin oder
eine gleichmässige Erbreiterung erführen, so müsste man den
Gedanken an eine Bewegung der Lichtquelle offenbar mit
grosser Vorsicht aufnehmen; man würde dann die Ursache
einer solchen Elrbreiterung, sei es bei den hellen oder den
dunklen Linien, viel eher in der Zunahme des Drucks oder der
Temperatur des leuchtenden Gases zu suchen haben. Wenn
aber die Erbreiterung der Linien bald nur auf der einen,
bald nur auf der anderen, bald auch auf beiden Seiten un-

^^ iTfiLp. io kuiD dieses nach den Uoteraicliiiih
. trms. 1^ FuisxLAXD nicbt TOn einer Yennde-
lr-i>:£> r^TT-ihren. da eine Zunahme de^ Drncb
-T ^ V^icieTstoäases stets gleichmässig oder
-n. 1- --. - — jj-f utJi beiden Seiteo hin erbreitert
"; -I. r=<: Zekhson^ tod Loceteb, zeigt deot-
Li .-.±k..--ir: VcT'ÄademiigeD die dunkle Linie/
.-*.; -r.T.i;- wirna der Spult auf einen Sonnea-

■;.,■£:- der Sonne gerichtet wird. Die
r. »-.^-iv Jis Spectrum der Länge iiach
':-': . V07. der ailgemeinen. durch die Materie
:rs.. i-'t-.. Xhforpüoa und Schwächung des
■ I-::.;t r". welche in der Regel von scharfeD
..-: :?:. erscheint miluDter nicht bloss hell,
. :.".k'.t Linie stellenweise zusammengedreht
;i.i i.jvh dem Roth hin Terscboben. Wenn
:. ,-.■.". si-h hauQg noch eine helle Linie ant'
-/.t. Au:' dfu kleinen Sonneadeckeu bricht

Messung der Richtung und der GeRchwindigkeit der GosHtrömc. 215

diese Linie mitunter plötzlich ab oder zeigt sich unmittel-
bar vor ihrem Ende kugelförmig aufgebläht; über den hellen
Fackelstellen des Flecks (Brücken) fehlt sie nicht selten
gänzlich oder sie erscheint in eine helle Linie umgewandelt

Dieselben Erscheinungen zeigen sich auch an der
rothen C-Linie (Ha); da jedoch bei gleicher Druckzunahme
die grünblaue i'-Linie (Hß) in Bezug auf die Ausbreitung
viel empfindlicher ist als die rothe, und die genannten
Veränderungen an ihr am stärksten hervortreten, so eignet
sich die letztere zu den Beobachtungen dieser Art am besten.

Alle diese Erbreiterungen, Verdrehungen und Ver-
schiebungen der F-Linie, wie wir sie auch bereits in § 17
kennen gelernt haben, rühi'en nur von einer Aenderung
der Wellenlänge des grünblauen Lichtes her, welches das
in Bewegung befindliche glühende Wasserstoffgas der Sonne
aussendet Die Mitte dieser Linie, wenn sie scharf be-
grenzt erscheint, entspricht einer Wellenlänge von 485 mil-
lionte! Millimeter; mittels Anüstböm's Tafel des Sonnen-
spectrums aber ist es möglich, noch die Verschiebung
dieser Linie zu messen, wenn sich die Wellenlänge nur
um Viooooooo ^^ ändert, und wir können umgekehrt
auch aus der gemessenen Verschiebung der i^-Linie die
entsprechende Grösse, um welche sich die Wellenlänge
des grünblauen Wasserstoflflichtes verlängert oder verkürzt
hat, in zehnmilliontel Millimeter sofort ablesen. Erscheint
die Linie F im Spectrum von ihrer normalen Mitte nach
dem Violett hin verschoben, Fig. 94, an der mit 1 be-
zeichneten Stelle, so verkürzen sich die Wellenlängen
des grünblauen Wasserstofflichtes um V'ioqoqooo ^^^ das
Licht bewegt sich also auf unser Auge zu und es findet
auf der Sonne an der beobachteten, dem Mittelpunkt zu-
gewandten Stelle (Fly, 93, a) ein aufsteigender Gas-

21Ü Die SpectralanalyiM.

Husbruch statt. Die Rechnung ergiebt leicht, dass bei
einer solchen Verschiebung der F-Linie von ihrer normalen
Mitte aus bis 1 das glühende Gas eine Geschwindigkeit
von 8 geographischen Meilen in der Secund^ hat.

Erleidet die i^-Linie eine gleiche Verschiebung nach
links oder nach dem Roth hin, so verlängern sich die
Wellenlängen des grünblauen Wasserstoff lichtes; das Gras
bewegt sich dann mit einer gleichen Geschwindigkeit von
b geographischen Meilen von unserm Auge weg und der
Gasstrom sinkt zur Sonnenoberflächc nieder, wie es in
Fig, 93 duich den Pfeil n angedeutet ist.

Eine Verschiebung der i^-l^inie von ihrer normalen
Mitte aus bis zu den in Fig. 94 mit 2 und 3 bezeich-
neten Stellen nach dem Violett oder dem Roth hin ¥rürde
zu dem Schlüsse berechtigen, dass das Wassersto^as
mit einer Geschwindigkeit von 16 resp. 24 geographischen
Meilen von der Sonne aufsteige oder zu ihr herabsinke.
Aus den wirklich beobachteten Veränderungen der Wellen-
länge des grünblauen Wassei*stofflichtes oder den gemes-
senen Verschiebungen der i'^-Linie, sei sie hell oder dunkel,
ergiebt sich, dass eine Geschwindigkeit der Gasströme von
4 bis 5 Meilen sehr gewöhnlich ist.

Die Beobachtung der seitlichen Bewegungen werden
an den hellen Linien der Chromosphäre am Rande R
oder Ry der Sonne angestellt. Die Geschwindigkeiten des
W asser stoffgases sind hier weit grösser, mögen sie, wie in
rj bei R oder in 2 bei R^ (Fig, 93) auf uns zu gerichtet
sein, oder wie in uy bei R und in 4 bei Rx eine von uns
abgekehrte Richtung haben. Die an diesen Stellen sich
kundgebenden Vei'änderungen der Wellenlängen des grün-
blauen Wiisserstüfflichtes rühien nicht von auf- und ab-
steigenden Gasströniungen o^, n^, oder 1, 3, sondern von

Messung der Richtung nnd der Geschwindigkeit der Gasstrüme. 217

den seitlichen Bewegungen r|, Z| oder 2, 4 derselben her,
und sind offenbar Anzeichen, dass der glühende Wasserstoff
sich in einer drehenden oder cyklonischen Bewegung befinde.

Es muss auch hier wieder bemerkt werden, dass selbst
bei der engsten Stellung des Spalts, bei welcher die Oeff-
nung nicht mehr als 0,05 mm beträgt, doch ein bedeu-
tender, viele hundert Meilen umfassender Theil der Sonnen-
umgebung durch diese Oeffnung beobachtet werden kann.

Wenn daher ein Wirbel glühenden Wasserstoffgases
von etwa 300 bis 350 geographischen Meilen Ausdehnung
sich mit einer sehr grossen Geschwindigkeit in der Nähe
des Sonnenrandes dreht, so kann derselbe auch durch die
feinste Spaltöffnung des Teiespectroskopes in seinem ganzen
XJm&nge beobachtet werden; letzteres trennt dabei zugleich
die Aetherwellen, welche auf uns zu gerichtet sind, von
denjenigen, welche eine von uns abgekehrte Bewegung
haben, und giebt beides durch eine entsprechende Ver-
schiebung der i'^-Linie zu erkennen. Lockyeb war einer
der Ersten, die solche OascyJdone (Fig. 98, 1, 2, 3, 4) be-
obachteten. Wenn der Spalt auf die Mitte derselben ge-
richtet wurde, ergab sich eine gleichmässige Erbreiterung
der i'-Linie nach dem Roth und dem Violett hin; dem
entsprechend betrug die Geschwindigkeit der Gasströmung
etwa 8Va geographische Meilen in der Secunde. Wenn
dann der Spalt bald nach dem einen, bald nach dem
anderen Ende (Fig. 93, 2, 4) des Gaswirbels hin bewegt
wurde, erhielt man offenbar nach einander bald die auf uns
zukommenden, bald die von uns sich entfernenden Wellen ;
und in der That ergab sich in jedem Falle eine Verschie-
bung der i'-Linie bloss nach einer Seite hin. Wo die Ver-
schiebung nach dem Roth hin gerichtet war, fand eine Ver-
längerung der Aetherwellen, also eine von der Erde sich

8)B T>\t t^pertnlanalym.

eatfeniendc Oasströmung (^Vi;. 03, 4) statt; die VerscU»
bung oder Erbreiterung Her F-Linie b]08S nacfa dem Vmj
hin zeigt« dagegen eine Verkurzutig der AetherweD» i
eine Annäherung der Gaastromiing (3) zar Erde hin ■

Fig. 95 zeigt einen solchen, von Locktkh sm 14. i
1869 am Sonnenraude beobachteten Orehstarm [CtUomIl
Bei der ersten Stellung des Spectroskopspaltes ersciMS
das Bild der hellen F-Linie (fl^J in der CliroBioq)Un
wie in 1; eine geringe Verschiebung des Spalts gab i

Reihe nach die Bilder 2 und 3. Es fand lilso <
zeitige Versehieluiig der hellen i'-Linie uach dem I
und dem Violett bin statt, ein Zeichen, dass sich aa d
beobachteten Stelle der Sonne ein Theü des Wa
ga»es in der Richtung zur Erde hin, ein anderer Tlidfl
in der entgegengesetzten Richtung von der Erde weg i
Sonne bewegte und so die Gesammtbeit Hcs in Bewi
befindbchen Gases einen Wirbel bildete.

Die Fig. 96 zeigt drei verschiedene Bilder derselben '
grünblauen F-Linie einer Protubt-ranz, welche Lockyer »n
VI. Mui IKOU gleichzuitig mit der dunklen /'-Linie iaab^

McHsniig der Richtung nnd dor QeBchvüiiligkHI d«r Qanvtroinc. 219

geschwächten Spectrum der Soune in der Nähe des Mittel-
punktc§ der Protuheranz beobachtete. In allen drui Fällen
bezeichnete die zugespitzte helle Linie, welche mit der
dunklen /'-Linie der Richtung nach coiucidirte, deujeuigen
Theil der Protuheranz oder der Chromosphäre, welcher
in Ruhe war; diese Linien zeigten unzweideutig, dass das
grünblaue Licht des glühenden WofiserstolTs keine Aen-
derung der Welleidäuge erfahren hatte, daher das Gas
selbst sich weder zur Erde hin, noch sich von der Erde

Fi(f. "JÜ.

i I

33 H Ifl 8 r

0 Ifffl).

weg bewegte. Die von diesen noi^nalen Linien nach rechts
oder nach dem Violett hin sich abzweigenden hellen Linien
bezeichneten solche Theile der Protuheranz, welche sich
mit sehr verschiedener Geschwindigkeit zur Erde hin be-
wegen tnussten. Die grünblaue Linie des Wassei^sloflgases
nämhch erlitt offenbar im Spectroskope euie sehr ungleiche
Verschiebung; die unteren Theile, welche der dunklen
/"-Linie zunächst lagen, erfuhren eine geringere Verschie-
bung und daher eine klemere Aenderung (VtrhUrzimg)
der Wellerdänge als die entfernter oder höher hiuauf lie-
genden Theile: ein Zeichen, dass das glühende Wasser-

'J20 Die Spectralanalyse.

Nt(>tV^a> siih von der Sonne aus dem Auge des Beobachten
näherte nnd zwar mit einer Geschwindigkeit, welche in
den liüheren und minder dichten Regionen der Sonnen-
unigebung grösser war als in den niedriger gelegenen.

Aus den der AN(iSTRÖM'schen Spectrahafel entnom-
menen und durch Punkte markii-ten Ahständen von der
normalen «lunklen /-Linie kann mau die einzelnen Ver-
sihithungrn, welche die grünblaue Linie des Wasserstoff-
ga>eN infolge der Bewegung erleidet, leicht erkennen und
daraus die Geschwindigkeit der Bewegung bemessen.
LncKVKH land. dass die äusserste Verschiehung der hellen
/'-Linie aus einer Verkürzung der Wellenlänge herrührte,
welche eine Geschwindigkeit des Gasstromes von mindesten»
'A'2 geographischen Meilen in einer Secunde in der Rich-
tung von der Sonne zur Erde hin anzeigte.

l)i(»sc si)ectroskoi)ischen Beobachtungen erhalten ein
erhöhtes Interesse, wenn man sie mit den teleskopischen
zusannuenhält. Am 21. April 18G9 beobachtete Locei£B
einen KhH'k in der Nähe des Sonnenrandes. Um 7 Uhr
W Minuten zeigte sich im Gesichtsfelde eine Protuberanz.
welche in voUer Thätigkeit begriffen war. Die Linien des
^Vas^erstotls waren äusserst glänzend, und da das Spectnun
des Flecks zugleich sichtbar war, konnte man sehen, dass
die Protuberanz dem Flecke vomuseilte. Die heftige
Kruption hatte Metalldämpfe aus der Photosphäre in einer
Menge mit sich emporgerissen, wie es vorher noch nicht
beobachtet worden war. Hoch oben in der Wasserstoff-
llamme schwebte eine Wolke von Magnesium dampf. Cm
h^ .j Ulli* war der Ausbruch vorüber; aber eine Stunde
später begann eine neue Fruj)tion, und eine neue Protu-
lieranz bewegte sich mit der furchtbarsten SchnelUgkeit
weiter. Während dieses vor sich ging, ei-schieneu plötz-

Nachweifl der Sonnenrotation mittel« des Spectro8kopH. 221

lieh auf der nach uns zu liegenden Seite des Flecks die
Wassei-stoflflinien als helle Linien und breiteten sich so
beträchtlich aus, dass man annehmen musste, ein Wirbel-
sturm finde statt.

Ebenfalls am 21. April 1869 um 10 Uhr 55 Minuten
wurde zu Kew die Sonne photographirt; das Bild zeigte
deutlich, dass in der Nähe des von Lockyeb beobachteten
Flecks heftige Störungen in der Photosphäre stattgefunden
hatten. Auf einer zweiten Photogi-aphie um 4 Uhr 1 Minute
erschien der Sonnenrand wie weggerissen und zwar gerade
an der Stelle, wo das Spectroskop Kunde eines Wirbel-
sturmes gegeben hatte.

Verdrehungen und Krümmungen der Wasserstoflflinie
Hß in den Protuberanzen werden häufig beobachtet. Vogel
und LoHSE in Bothkamp sahen z. B. am 5. März 1871, als
eine mächtige Protuberanz ungewöhnlich rasche Verände-
rungen erlitt, die helle Linie so stiirk gekrümmt, dass sie
gleichsam um die dunkle F-Linie im Sonnenspectrum ge-
schlungen war. Die Abweichungen zu beiden Seiten dieser
Linie betrugen 0,23 milliontel Millimeter Wellenlänge, was
einer Geschwindigkeit des Gases von ca. 20 Meilen entspricht

20. Nachwei» der Sonnenrotation mittels des

Spectroskops.

Secchi und Zöllner haben den Gedanken gehabt, aus
der ungleichen Verschiebung der F- oder der C-Linie, wie sie
sich an den beiden entgegengesetzten Punkten des Sonnen-
äquators zeigen müsste, die Rotationsgeschwindigkeit der
Sonne zu bestimmen. Da ein Punkt der Sonne auf der
uns zugekehrten Seite sich in der Richtung von Osten nach
Westen bewegt, so werden die am östlichen Rande befind-

222 Pie Spectralanalyii^.

liclion Punkte sich dem auf der Erde befindlichen Beobachte
nähern, die entgegengesetzten des Westrandes aber skli
von ihm entfernen. Dabei haben die Punkte des Soimett-
ä([U2itors die grösste Geschwindigkeit und zwar von 1,93 bo
in der Socundt*. Beobachtet man nun eine Spectnillinie,
z. U. C des Ostrandes der Sonne, welcher sich dem Be-
olKuhter nährrtj so wird dieselbe im Vergleich zu ihm
Ijiigo, wenn ein Punkt am Pol der Sonnenachse oder andi
hioss in der Mitte der Sonne untersucht wird, sich nach
dein Vinh'tt hin verschoben zeigen, wogegen dieselbe Linie
am Westrande der Sonne, der sich von uns entfernt, eine
Verscliiehung nach dem Roth hin erleiden wird. Seccbi
liat solche ent^t^gengcsetzte Verschiebungen an der rotlien
//»-Linie der Chromosphäre gegenüber der in dem Spec-
truni iler Atmosphäre gleichzeitig sich zeigenden festen
dunklen T-Linie mehrfach wahrgenommen. Diese helle
Linie verschob sich niimlich nach dem Violett hin, indem
sie iioi'h einen schwarzen Faden der dunklen C-Linie nach
dem rotlien Knde zurückliess, wenn man den euürettndn
Hand des Sunnenäquators ansah; sie verschob sich nacii
dem Roth hin uiül liess einen dunklen Faden der T-Linie
nach dem violetten Ende zurück, wenn man den austreteh-
th'.n Kand. der sieh vom Beobachter entfernte, analvsirte.
/("»ij.NKu schlug zu diesen überaus feinen Beobach-
tun^aMi das von ihm erdachte Eeoersions^pectroskop vor.
iMe Kinrichtnn«; dieses Instrumentes ist folgende. Die
diireh einen ^^])alt oder eine Cylinderlinse erzeugte Licht-
linie beiludet sich im Brennpunkte einer Linse, welche
wie hei allen Speetroskupen die zu zerstreuenden Strahlen
/uniiehst parallel macht. Alsdann passiren die Strahlen
zwei A.Micrsche Prismensvsteme ä vision directe, welche
dergestalt neben einander befestigt sind, dass die wage-

Nachweis der Sonneurotation mittels des Spectroskops. 223

recht liegenden brechenden Kanten auf entgegengesetzten
Seiten sich befinden und jedes die eine Hälfte des aus
dem Collimatorobjective tretenden Strahlenbündels hin-
durchlässt, folglich die gesammte Strahlenmasse in zwei
Spectra von entgegengesetzter Elichtung zerlegt wird. Das
Objectiv des Bcobachtungsfemrohres, welches die Strahlen
wieder zu einem Bilde vereinigt, ist senkrecht zu den
horizontal liegenden brechenden Kanten der Prismen zer-
schnitten, und jede der beiden Hälften lässt sich sowohl
parallel der Schnittlinie als auch senkrecht zu derselben
mikrometrisch bewegen. Hierdurch ist man im Stande,
sowohl die Linien des einen Spectrums nach und nach
mit denen des andern zur Coincidenz zu bringen, als auch
die beiden Spectra nach Willkür unmittelbar neben ein-
ander zu lagern, so dass sich das eine wie ein Nonius neben
dem andern verschiebt, oder endlich auch sie theilweise über
einander zu bringen. Durch diese Construction ist nicht
allein das empfindliche Princip der doppelten Bilder zur
Bestimmung irgend welcher Lagenveräiiderung der Spec-
trallinien verwerthet, sondern jede solche Veränderung ist
auch verdoppelt^ indem sich der Einflues derselben bei
jedem Spectrum im entgegengesetzten Sinne äussert.

Zöllner konnte mit dem Keversionsspectroskope den
Abstand der beiden Z>-Linien im Souncnspectrum mit
einem wahrscheinlichen Fehler von nur Vase dieser Grösse
genau bestimmen.

Mittels des ZöLLNEü'schen Instrumentes hat H. C. Vogel
im Juni 1871 an mehreren Tagen eine unzweifelhafte Ver-
schiebung der i'-Linie und einer benachbarten feinen Linie
wahrgenommen und zwar stets im Sinne der Rotation der
Sonne. Dieselbe ist durch diese Versuche unzweifelhaft
erkannt, doch sind noch feinere Messungen erforderlich,

*J*2i

Die Sp<>rtraIanalrM*.

um auch dio Grosso der Bewegung mit .Scharfe zu er-
niitteln.

Langlky's Apparat, um die Spectra entgegengesetzter
Tunkte des Sounenrandes unmittelbar mit einaDder za
v»T.i:leich«^n, ist folgender. .1 (Fig, 97) ist das OculAreudf
tMiK's Aequatorials, an welchem die verschiebbare Kötire5
lufeNti^rt ist, welche nach EMürfniss eine Projectionsliüse
trafen kann, während durch den Arm CC das Spectro-
skop mit dem Fernrohre in Verbindung steht. Die Licht-

Fijf. *»7.

! '.x'-. V:':iri* /i.v Vir^rlii« hun;; Jcr Spoctra cntffogen^esctztrr Pnrkte

de« Sonni'nrandet.

-tritlilrn lallen naeli ilirem Durchgänge durch das Fem-
rnlir .1 Muf den Srliirm K und erzeugen hier ein Sonnen-
hijd von liinreielieiuler Schärfe, um mit Sicherheit Strahlen
von irgend eint»m l>eliebi«zcn Theile der Sonne untersuchen
7\\ k«»nnen. Die zu untersuchenden Strahlen gelangen
w.itrr /u zwei total retlectirenden Prismen LL. Dieser
riiril dr> Instrumentes ist in FU}. 98 vergrössert dargestellt
nnii man erkennt hier, dass die beiden Prismen auf einem
llahmen A'.V messbar verschoben werden können. F ist
<l;i^ Collimatorrnhr und MM sind wiederum zwei totil reflw-
tin luie Prisinrn, deren Basis nahe der Ebene des Spaltf<

Xarhvriii ilrr Sonnenrntntion miltclri de» Sjirrtronkopii. 325

sich hofiiKict Fifi. 99 zeigt diesen Theil <1oh InstrumenteB
in Renkrechter AiiRJcht; kk ist Aer Spalt, und die beiden
Prismen MM können in der Richtung des Spnlts gemein-
sam verschoben werden, D (Figg. 97 und 98) ist eine
Hülse, die auf dem CoUimatorrohre F verschiehbar und
um ihre Achse drehhnr ist, wodurch also gleichzeitig der

vifi. ya.

Rahmen A'^V mit liewegt wird. Die cyliiidrische Linse G
trägt ein Diffractionsgitter ('s. Bd. I, § 37); Hl ist das
Beobachtungsfernrohr mit dem Kfikrometer A'.

Die Wirkung dieses Instrumentes ist leicht verständlich.
Dassellie wirtl gegen die Sonne gerichtet und der Spalt möge
in diejenige Position gebracht sein, dass das Gitterspec-
tnim A (Fig. 100) durch Licht vom Nordpole der Sonne,

•22t J

Die Spertralaualjse.

(las Spectrum R durch Licht vom Sonnensüdpole entsteht
In (lii'som Falle erkennt man ein von dunklen Linien durdh
zogfiies Spectrum (Fig. 100 j I), in welchem beispielsweise b«
«'enügender Dispersion des Lichtes durch das Gitter zwisdi«i
den bfidon /^-Linien noch zwei feine Linien, die Xickellinie

Fig. Ö9.

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1

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Jü 1 1

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1 :

"1" " ~1

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i v"

Dl r Spalt mit Jon Prismen.

und eine :itnH)sj)hiirischo Linie erscheinen. Das Spectnuii ist
aussi*r(l<*ni durch v'nw feine nebelige Linie in zwei genau
corrrspondironde.Theile getrennt und besteht in Wirklich-
keit aus zwei Spectren vom Nord- und Südpol der Sonne,
deren Lieht aber in Hezug auf Brechbärkeit identisch ist.
Min«' Versehie})ung der Linien im Apparat findet jetzt nicht
statt. Drelit man nun den Apparat um die Achse desCoUi-

Nachweis dvr Sotiiictirotation mittels des Sprctroskops. 227

mators um 90^ herum, so dass das Spectrum A von Licht
des auf deu Beobachter zukommenden östlichen Theils der
Sonne in der Nähe ihres Randes gespeist wird, während
B das Licht der zurückweichenden westlichen Randtheile
erhält, so erkennt man sofort eine Veränderung im Spec-
trum. Die />-Linien und ebenso die Nickellinie im Spec-

III

Fig. UM).

A YIOLET • . Tom N. Baada

B YIOLET *- Tora S. Rande

-* ROTH

- ROTH

D,J>^M. D,

A YIOLET «-vomO B»nd€ | j j | -* KOTH

- I W B YIOLET ^vomWRaiMte | | | | -* ROTH

U.AtMl D^

A YIOLET «- vom W Rande! | j 1 ~^
fW B YIOLET ^- vom 0 Rande | J | | ~^

— ROTH

ROTH

D, AtNL D,

Vi-rschiebuiif^ drr Linien.

trum A ei-scheinen gegen Violett verschoben und nur
die atmosphärische Linie erscheint gerade wie vorher
(Fig. 100, II). Eine weitere Drehung des Instrumentes um
90^ bringt wieder alle Linien zum Zusammenfallen. Dreht
man jetzt nochmals um 90^ so erscheint abermals eine
Verschiebung {Fig. 100, III), aber jetzt sind die Linien Z>t>
D^ etc. des Spectrums A (Fig. 100) mit Ausnahme der atmo-
sphärischen Linie gegen Roth hin verschoben. Die atmo-

15*

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. ' '. — . Vi :::. er ä».-:i •.•-itraii«.! Jor Son:/
> ■ j I*- ."..i- vr>i«i!i den Wt-stniud :i:i

1'. i- '• ..L'\:.:ZrZ\ liviV-rioii ^-inv Ui-

** : :.. \ryr\. w»l.ht* etwas iri-i.'iS'itT K

'. •-•-. K:r. ■.lii/iioLts Re<u!tar li::tre :<uoh

- • !.- \ : VI' hv *louto unil tlio Soiünii-

_ : ':.• . '.V' >!' :i;i' h vnrwürts how^i:»' iily.:

': ■ -. '^.»r.ü'.nob». rriäclio. IMe Tluitsioh'-

. A- i-.-'.v ^< <i.:\A'V uu«l es iliirftf iK*-l:;ii!'

/ -. - III, Krki iruiiiroii ilatiir /u l^Ihi-.

Die Absorption der Sonnenntmosphäre. 220

21. Die Absorption der Sonnenatmosphäre für
die Strahlen verschiedener Brechbarkeit.

Nachdem schon andere Astronomen, insbesondere
Secchi,* durch entscheidende Untersuchungen nachge-
wiesen haben, dass die Sonne eine Atmosphäre besitzt,
welche auf die von ihr ausgehenden Strahlen absor-
birend wirkt, und den Betrag dieser Absorption an
Wärme, Licht und chemischen Strahlen ennittelt haben,
hat Professor IL C. Vogel das von ihm umgeänderte
GiiAN'sche Spectralphotometer (Bd. I, S. 391 u. flgd.) benutzt,
um die Absorption der verschiedenen Farbenstrahlen in der
Sonneniitmosphäre zu studiren. Der Apparat wurde zu
diesem Zwecke an dem neunzolligen Refractor der Berliner
Sternwarte angebracht und so gestellt, dass der Spalt
genau in den Brennpunkt des Objectivs zu stehen kam.
Während nun das Femrohr mittels des Uhrwerks fort-
geführt wird, kann man durch Bewegung in Declination
beliebige Theile des Brennpunktbildes auf den Spalt brin-
gen. Schwierigkeit verursachte es bei der Sonnenbeobach-
tung, eine Lichtquelle zur Vergleichung zu beschaflfen, die
auch nur annähemd mit der Intensität des Lichtes ein-
zelner Theile des Brennpunktbildes der Sonne zu ver-
gleichen wäre.

Endlich kam Vogel auf die Idee, die Sonne selbst
dazu zu verwenden. Zu diesem Zwecke brachte er mit
dem Apparate einen beweglichen Spiegel in Verbindung,
welcher an einem Messingarm von etwa 40 cm Länge
sich befand, damit der Schatten des Femrohrs den Spiegel

* Au.srührlirhfs über Secciu'h Arbeiten siehe „Die Sonne", S. 185
n. fljftl. 'Brannsohweig, George Westennann).

'2'M\ Die Spectralanalyne.

nicht verdeckte. Auf diese Weise konnte mit Hülfe des
Spiegels das Soiiiieulicht ungestört auf das Vergleich^-
prisiiui gelangen.

Vu(i KL hat nun mit diesem Apparate iur möglichst
liomogenes Licht der verschiedensten Wellenlängen dit
Abnahme der Intensität, also die Grosse der Absorption,
in der iiiihtung von der Mitte nach dem Rande der
Sonnenscheibe l)estinnnt. Aus den Einzelergebnissen wurdeo
dann durch graphische Ausgleichung zunächst diejeuigeo
Curveii abi^eleitct, welche sich den Beobachtungen mög-
lichst nahe anschliessen und die Abnahme der Intensität
von der Mitte nach dem Rande der Sonne dai*stellen. Die
Genauigkeit der Beobachtungen iindet sich durcbschnittlicli
geringer als bei den Beobachtungen an irdischen Licht-
quellen; CS ist dies, wie Voüel hervorhebt, bedingt einmal
durch partielle Trübungen des Himmels, die sich der ge-
^^()l^llichen Beobachtung entziehen, weil sie zu geriog
>in(U bei feinen photometrischen Messungen aber sehr
merklich werden kcumen, andenitheils durch die Un-
ruhe der Luft, die bei den vorliegenden Beobachtungeü,
br>(Miders wenn man in der Nähe des Somieurandes.
wo die Intensitäten sich so schnell verändei'u, beub-
achtet, «'inen sehr starken Einfluss auf die Genauigkeit
;iusiib(>n kann.

In <ler folgenden von VoGEL gegebenen Zusammen-
stellung, in welcher der Sonnenradius in 100 gleiche
rinfilc j^etheilt ist, erkennt man leicht die grosse Ver-
se lii(»<lenheit der Intensitätsabnahme für die vei'schiedenen
Farl)«'n, und rs ist durch die Bcobachtimgen unzweifelhaft
<l;iri:t'tb;ni, (lass di<* Absor])tion der Sonnenatmosphäre mit
<l(r Brechbarkeit der Stralilen oder der Abualmie ihrer
Wellenlänge wächst.

Die Absorption der Sonnenatmonphäre.

281

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14,0

16.0

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16,0

25,0

30,0

Vogel hat ferner versucht, unter der Voraussetzung,
dass die Abnahme des Lichtes von der Mitte nach dem
Rande der Sonnenscheibe die Folge einer absorbirenden,
die Sonne umgebenden Gashülle ist, die Beobachtungen
durch einen mathematischen Ausdruck darzustellen. Den
Weg dazu hatte schon Laplace angegeben, welcher die
BoüGUEB'schen Beobachtungen dazu benutzte, die Ab-
sorption, welche die Atmosphäre der Sonne ausübt, sowie
die Helligkeit zu berechnen, welche die Sonne ohne Atmo-
sphäre haben würde.

232 Die SpeclralanalvM;.

Niinint man, was sehr nahe richtig seiu wird, aiu
iluss die Soniu' ohne Atmosphäre als Scheibe von übeiull
^IciduT Helligkeit ei'scheinen würde, so nimmt die vod
La PLACE gegebene Formel eine sehr einfache Gestalt an
und liefert eine befriedigende Uebei-eiustimmung mit den
Heubachtungen Vüüel's.

Für (ielb stimmt die berechnete Curve volIkoniineD
innerhalb <ler zulässigen Grenzen mit der aus den Btob-
achtun^en abgeleiteten überein, dagegen fallen die berech-
neten Curven fiir Grün, Blau und Violett schneller, die
Curve tür Roth langsamer ab als die beobachteten. „Ich
glaulie,*' sagt Vogel, „man niuss diese Abweichimgen
nicht als zufällige ansehen, sondern muss ihnen eine ge^
wissr Ueahtät zusrhreiben und dürfte die einfachste H}p.^
these zur Krklärung derselben wohl die sein, anzunehmtiu
(lass (lif Intensität der von der Sonnenoberfläche ausge-
sandten Strahlen nicht nur eine Function des EmauatioDs^
winkeis, soncU^rn gleichzeitig der Wellenlänge sei und dass
die Sonne (»hne Atmosphäre fiir die brechbareren Strahlen
jils «ine Scheibe er>cheinen würde, die am Rande etwas
wriijircr hell als in der Mitte, für die Strahlen mittlerer
Unchharkeit vollkcmimen gleich hell und für die weniger
l»n(libaren Strahlen am Uande etwas heller als in der
Mitte wäre. Unter diesen Annahmen würden sich die be
rechneten und die aus den Beobachtungen abgeleiteten
Curven besser anschliessen. Vielleicht gelingt es auch an
^^lülunden Metallkugehi ähnliche Beobachtungen anzu-
st<'llen, wenn die Heoliachtungsmethoden nur genügend
vnteinert werden.**

lierechnet man nach der LAPLACE'scheu Fonnel
unter Henutzung der von Vogel gegebenen Beobach-
tun^'sdateii die Intensität in der Mitte der Sonnenscheibe,

Die AbHorption der Sonnenatmosphüre. 288

80 ergeben sich für die verschiedenen Farben folgende
Werthe:

Violett DuukelbUu Blau Grün Golb Roth

0,481 0,534 0,577 0,557 0,666 0,704

d. h. das Licht, welches von einem Punkte in der Mitte
der Scheibe ausgeht, ist durch die Extinction in der Atmo-
sphäre auf die hier angegebene Grösse reducirt. In Au-
betracht der enormen Dimensionen, welche die Chromo-
sphäre hat, ist diese Extinction sehr gering. Eine Luft-
säule von 0® Temperatur, 0,76 m Druck und 55 km Höhe
reducirt die durchgehende Lichtmenge 1 auf 0,25, die
Chromosphäre zu 3" bis 4", d. i. 2200 bis 3000 km Höhe
angenommen, bringt jedoch erst eine Reduction auf durch-
schnittlich 0,5 heiTor.

„Es dürfte,'* bemerkt Vogel, „nicht uninteressant
sein, noch die Frage zu erörtern, wie hell uns die Sonne
ohne Atmosphäre ei*scheinen würde. Man könnte zu dem
gewünschten Resultate durch Integration des die Beobach-
tungen ziemlich gut darstellenden mathematischen Aus-
druckes gelangen, es ist aber einfacher, eine Eintheilung
der Sonnenscheibe in concentrische Zonen vorzunehmen,
die Flächen der Zonen mit der aus den Beobachtungen
zu entnehmenden Intensität zu multipliciren und diese
einzelnen Producte zu summiren.

Eine derartige Rechnung, bei welcher die Breite der
Zonen zu 0,05 angenommen worden ist (Radius der
Sonne = 1), giebt 2,17 für Violett, 2,65 für Roth. Unter
der früher gemachten Annahme, dass die Sonne ohne
Atmosphäre in allen Punkten gleich hell sein würde, findet
Vogel für die Intensität der Scheibe ohne Atmosphäre 6,45
für Violett, 3,^6 für Roth. Die Sonne würde demnach

ohne Atmosphäre uns für violettes Licht -*- = 3,01 mal

..,1 i

284 Die Spectralanalyge.

3 96

heller, für rothes Licht nur --,.. = 1,49 mal heller er-
scheinen."

Endlich hebt Prof. Vogel noch hervor, dass es wichtig
sein dürfte, die Beobachtungen über die Absorption der
Sonnenatmosphäre, die zur Zeit des Sonnenflecken-Miui-
mums angestellt worden sind, in demselben Umfange auch
zur Zeit des Maximums zu wiederholen, indem es doch
sehr wahrscheinlich sein dürfte, dass die Gesammtabsorp-
tion eine andere als die angegebene ist, da die Temperatur
der Atmosphäre durch die enormen Ausbrüche glühenden
Wasserstoffgases aus dem Sonneninnem jedenfalls erhöht
wird und damit ihre absorbirende Wirkung sich ändert.
Es sei ferner empfehlenswerth, bei besonders günstigem
Luftzustande die Beobachtungen vielleicht nur für eine
Farbe mit der allergrössten Sorgfalt und über noch mehr
Punkte des Sonnenradius sich erstreckend, durchzufuhren,
um feinere Unterschiede zwischen einzelnen Zonen der
nördlichen und südlichen Hemisphäre der Sonne, die in
den jetzt vorliegenden Beobachtungen angedeutet scheinen,
mit Sicherheit zu ermitteln. Die Helligkeitsunterschiede
zwischen Flecken, Penumbren und Sonnenoberfläche lassen
sich selbstverständlich mit dem Spectralphotometer mit
grosser Sicherheit bestimmen.

Zweite Abtheiluiig.

Sternspectroskope und Anwendung der Spectraliinnlyse
auf den Mond und die Planeten.

22. Sternspectroskopo.

ochon Fraunhofer und nach ihm Lamont, Donati,
Breiigster, Stores, Gladstone u. A. hatten sich mit
der Untersuchung der Spectra einiger Fixsterne und Pla-
neten beschäftigt; aber ihre Arbeiten erstreckten sich
mei^t nur auf die Lage der dunklen Linien, die sich in
ihrem Spectrum vorfanden, und auf ihre Beziehung zu
den FRAüNHOFER'schen Linien des Sonnenspectrums, ohne
die Natur derselben und ihren Zusammenhang mit der
stofflichen Zusammensetzung der Weltkörper zu enthüllen.
Erst mit der KiRCHHOFP'schen Theorie der Fraünhofer-
schen Linien (1859) beginnt zugleich die Spectralanalyse
der Himmelskörper, der Sonne^ der Pfänden^ der Fix-
sterne^ der Nebelflecke imd Sternhaufen^ der Kometen und
der Meteore.

Wenn man bedenkt, dass das Licht der Sterne, Nebel-
flecke und Kometen sehr schwach ist, so wird man die
Schwierigkeiten nicht unterschätzen, welche mit den spec-
tralanalytischen Untersuchungen dieser Gestirne verbunden
srind, und das Verdienst um so höher anschlagen, welches
sich Männer wie P. Secchi, W. Huggins, Allan Miller,
i/Arrest, II. Draper, Vogel u. A. erworben haben.

238 Die Spectralanalyse.

Dass auch die besten Spectroskope, wie sie zu spec-
tralanalytischen Untersuchungen irdischer Stoffe constniirt
werden, zur Analyse des von den Sternen kommenden
Lichtes nicht geeignet sind, liegt auf der Hand. In allen
Fällen, wo die Abstände der Linien im Stemspectrum ge-
messen oder deren Lagen mit den Spectrallinien irdischer
Stoffe verglichen werden sollen, muss das Instrument mit
einem Aequatorial verbunden werden, welches sich mit
gleicher Geschwindigkeit wie die Erde, aber in einer ent-
gegengesetzten Richtung dreht und es bewirkt, dass ein
Stern, auf welchen das Rohr einmal eingestellt worden
ist, während der Beobachtung stets im Gesichtsfelde bleibt
Die Drehung eines solchen Rohres wird in der Regel durch
ein Uhrwerk bewirkt.

Das Bild eines Fixsterns im Femrohr ist bekanntlich
ein Punkt; das Spectrum eines Punktes aber ist linien-
fbrniig ohne Ausdehnung in die Breite und daher zur
Beobachtung nicht geeignet. Um von einem leuchtenden
Punkte ein mehr oder weniger breites Spectrum zu er-
halten, kann man entweder den Punkt zuerst in eine kurze
Lichtliuie venvandelu, durch Anwendung einer geeigneten
Cylinderlinse, deren Achse senkrecht zur brechenden Kante
des Prismas gestellt wird, und dann das Licht dieser Linie,
welche nun die Stelle des Spaltes vertritt, durch das Prisma
analysireu; oder man kann von dem Lichtpunkte zuerst
ein Linienspectrum erzeugen und dann letzteres vermittels
der Cylinderlinse nach der Breite ausdehnen.

Dass ausserdem wegen der geringen Lichtstärke des
Sterns die Dispei-sionskraft des Spectroskops im Allge-
meinen nicht gross sein darf, letzteres also nur wenige
Prismen erhalten wird, versteht sich von selbst

Endlich müssen passende Vorkehrungen getroffen

Stcnispectroskope. 289

werden, dass man in der nächsten Nähe des Spectroskops
nach den bekannten Methoden irdische Sto£fe glühen und
Yerflüchtigen und das Licht, welches ihre Dämpfe aus-
strahlen, behufs spectralanalytischer Vergleichung mit dem
Stemspectrum durch ein kleines, die Hälfte des Spalts be-
deckendes Vergleichsprisma in das Spectroskop werfen kann.

Nach diesen allgemeinen Andeutungen wird es nun
leicht sein, die Einrichtung der Stemspectroskope zu ver-
stehen und sie praktisch zu handhaben.

Das erste Stemspectroskop wurde 1823 von Fbaun-
HOFEB construirt Zur Beobachtung der Spectra der Fix-
sterne und zugleich zur Bestimmung der Brechbarkeit
ihres Lichtes verfertigte er ein grosses Instrument mit
einem Femrohre von 11 Va cm Oeffnung des Objectivs
und verband damit ein Flintglas-Prisma, welches einen
Winkel von 37^60' und denselben Durchmesser als das
Objectiv besass. Der Winkel, welchen der einfallende
Strahl mit dem ausfahrenden an diesem Prisma machte,
war ungefähr 26^ Fraunhofer stellte dieses Prisma vor
das Objectiv des Femrohres, so dass letzteres ausschliess-
lich als Beobachtungsfernrohr des bereits gebildeten Spec-
trums diente. Diese Methode wurde von den späteren
Beobachtern verlassen, welche alle nach dem Vorgange
von Lamont (1838) das Licht des Sterns unverändert
durch das Objectiv des Fernrohres hindurchgehen Hessen
und das optische Bild desselben entweder durch das Prisma
allein oder in Verbindung mit einem besonderen kleinen Be-
obachtungsrohrc von der Stelle des Oculars aus analysirten.

In der neueren Zeit sind P. Secchi imd Respighi in
Rom wieder zu der Methode Fraünhofer's zurückgekehrt
und haben die grossen Refractoren ihrer Sternwarten mit
Objectxv-Spectralapparaten von Merz in München versehen.

!M0 niB Spoctriilnniily«c.

Flg. 101 zeigt denselben vollatändig montirt, nm anf
das Objectiv des Refractors aufgesteckt zu werden: Fig. 10-
Keigt das Lager des Prismas und Fig. 103 das Prisma selbst
aus dem Lager herausgenommen und bei Reite gelegt.
Das Prisma /' sitTt. um eine wagerechte Achse drehbar,
in einem Ringe, welcher mit zwei seitlichen Zapfen a^H

zwischen den Schrauben fiJi in einen zweiten Ring ein-
gespannt werden kann. Letzterer Ring lüsst sich um die
KapseL mit welcher der ganze Apparat auf die Objectiv-
fassung gesteckt wird, rund herum fuhren, wodurch es
ermöghcht ist, dem Prisma selbst jede beliebige Stellung
und Neigung zu dem Objectiv und zu der Achse des Fem.-^
rohrs zu geben. Da das Prisma die auf das Objectir <
lallenden Strahlen ableulct, so kann die Achse des Fer

ätrrnHjiürlniFikopF.

3tl

rohrs bei der Beobachtung uicht dirtct auf den zu luiter-
sucfaendeu Steru gerichtet werden. Um daher das Eiii-
atellen des Instruments auf einen Stern nu erleichtern, hat
die Kapsel, welche den Prismenring trägt. l)ei c eine OetT-
iiung, durch welch«? mau direct nach dem Steru hinsehen
kann; dieser Oetfnurig gegenüber ist auf der Kapsel uoch

ein achromutisches Prismensystem ^ von gleicher Alilenkung,
wie sie <las Prisma P besitzt, augebracht, welchfs das Ein-
stellen eines Sterns wesentlich erleichtert Der brechende
Winkel des Prismas beträgt 12"; es ist aus dem reinsten
farblosen tlintglase angefertigt; seine Oeffuung misst
t) Pariser Zoll uud die Fassung ist, wie ^e Figiu'eu zeigen,
mit allen nüthigen Correctioiisvorrichtungeu ausgestattet.

24S Dii^ SpfcInttnualvEF.

Ti-otzdem dieses Prisma die Objectiv-Oeffnung des
Refractora sehr rcducirt, übertrifft die Helligkeit bei weitem
die des Refractors bei voller Oeffnung von 9 Zoll, wenn
dabei ein Ocularspectroskop ä vision directe benutzt wird;
die Dispersion ist nach Secchi mindestens die sechsfache
auch des mächtigsten Ocularapparates.

Mekz hat ferner das Objectivprisma durch Combination
eines Ciuwu- und eines Flintglasprismas für die Ablenkung
corrigirt und dasselbe dadurch für die Beobachtung k vision
directe geeignet gemacht. Daas die Lichtstarke des Pris-

Kig. io;.i.

inas durch eine solche Combination eine kleine Kiiibusse
erleidet, ist nicht zu vermeiden. Bei einem solchen iür
das Observatorium des Wirkl. Geheimen Rathes L. Camp-
hausen zu Rüngadorf angefertigten Objectivspectroskoji
ist der brechende Winkel bei dem Crown glasprisma 36",
bei dem l-'liutglasprisma 25"; der mittlere Brechungsexpo-
nent bei dem Crownglasc 1,5283, bei dem Flintgluse 1,7610.
Bei der Anwendung eines OciUarspectroskopg, welches
das optische Bild eines Sterns, also bei den Fixstenieu
einen Lichtpunkt von der Stelle des Oculars aus durch
ein I'rismensystem analysirt, kann man jede der beiden

S !<■ rri " pec [ rink np B.

248

oben angegehenen Methoden, veimittels einer Cyliuderliiise
das Linienspectrum des Punktes zu erbreitern, anwenden,
und es ist im Allgemeinen gleichgültig, ob man diese Linse
vor den Spalt und die l'rismeu oder hinter die letzteren
uutstellt.

Kig, 104.

Das von Joun BaüWNiNfi construirte Sternapectroskop.
mit welfrhem HuQGiNa seine ersten Beobachtungen an-
stellte, ist in den Firig. 104, lOii und lOti abgebildet. V..n
dem paral lab tisch inontirten Teleskope ist in der Zeich-
nimg mir der äussere Tubus TT am Ocular zu sehen;

344 Pie Spcctralanalyiie.

allo Übrigen Thcile sind weggelassen. Das Spectroskoji
wird an das Ocularende TT des Rohres, eines Refractors.
befestigt und durcli das Uhrwerk mit diesem in Bew^mig
gesetzt

In dem Acquatorialtubus TT lässt sich ein Robr B
mit oiTier planconvexen Cylinderlinse A von 1 Zoll Oefl-

Fig. IW.

lumf^ und 14 Zoll Brennweite auf- und abschieben ; letztere
wird in den (lang der von dem Ohjectivglas kommenden,
convergireiiden Strahlen so eingestellt, dasB die Achse der
Cylinderfläche zu dem Spalte D des Spectroskops senk-
recht steht und sich ein hinliinglich breites Spectrum der
Lirbtlinie bildet; der Spalt I) befindet sich genau im
Brennpunkte des Objectivglascs des Teleskops. Hinter dem

Spalte befindet sich, wie gewölmlich, die CollimatorliDse g,
welche die Strahlen parallel auf das Prisma zu werfen hat
Die Linse ist achrotnatisch uud bat bei 4,7 Zoll Brenn-
weite eine OeÖiiung von '/^ Zoll. Bei diesem Verhültnisse
fängt die Linse g alles Licht auf, welches von dem linearen
Bilde des Sterns, wenn dasselbe genau zwischen die beiden
Ränder des Spalts gebracht worden ist, divergirend aus-
geht. Die aus der Linse g parallel austretenden Licht-
strahlen gehen durch zwei Prismen k, h, von schwerem

Fig. 106.

Flintglase uud 60" Brechungswinkel, werden dadurch zer-
legt und bilden ein Spectram, welches mittels eines klei-
nen, achromatischen Beobaclitungsrohres /' betrachtet wird.
Um die Abstände der einzelnen Linien im Spectrum messen
zu können, lüsst sich das Fernrohr p mittels einer feineu
Mikrometerschraube qi/ um einen Zapfen drehen.

Das Objectiv dieses Beobachtungsrohres hat 0,6 Zoll
Oefhung uud 6,75 Zoll Brennweite; das gewöhnlich an-
gewandte Oculai' giebt eine 5,7fache Vergrösseruug; die
Mikrometerschraube ist so eingerichtet, dass man nahe

246 Die Spectralanalyse.

' 1800 ^^ Interyalls zwischen den beiden Linien A und H
des Sonnenspectrums mit Sicherheit messen kann.

Das Licht der irdischen Stoffe, deren Spectra mit dem
eines Sterns verglichen werden sollen, wird auf folgende
Weise in das Spectroskop gebracht

Die eine Hälfte des Spalts D ist mit einem kleinen
Vergleichsprisma e bedeckt ; diesem gegenüber ist ein Spie-
gel F (Fig. 106) an einem mit dem Aequatorial TT ver-
bundenen Rahmen R so befestigt, dass man ihn leicht nach
allen Seiten drehen kann. Er empfangt das Licht der im
Inductionsfunken glühenden Substanzen, die von einer- auf
gehärtetem Kautschuk sitzenden Klemme in der richtigen
Lage gehalten werden, und reflectirt es durch eine im
Tubus TT augebrachte seitliche OeflFnung in das Lauere
des Rohi-s gerade auf das Vergleichsprisma e. Während
daher das Licht des Sterns durch die eine Hälfte des
Spalts dringt, geht das der irdischen Stoffe durch die an-
dere Hälfte, und es entstehen im Femrohre p gleichzeitig
zwei Spectm so über einander, dass man das Coincidiren
oder die gegenseitige Lage der dunklen Linien des Sterns
und der hellen Linien des irdischen Stoffes genau beob-
achten kann.

Secchi bediente sich bei seinen Untersuchungen über
die Sternspectra vorzugsweise eines einfachen Spectroskops
ä Vision directe^ weil ein Winkelspectroskop während der
Bewegung des Aequatorials, mit welchem es verbunden ist,
leicht das Gleichgewicht des ganzen Systems stört und es
dann nicht mehr dem Gange des Uhrwerks inihig und
sicher folgt

In Fig. 107 ist das SECCHi'sche Spectroskop ohne das
Aequatorial abgebildet. MN ist das Hauptrohr, welches
bei M ein Schraubengewinde hat, mit welchem es in das

Sternspectroskope.

247

offene Ocularrohr G des Aequatorials eingeschraubt wird.
Mit diesem Rohre ist ein dreieckiger Arm QBC fest ver-
bunden, auf dessen eingetheiltem Kreisbogen CB sich das
Fernrohr Q 0 mit Hülfe einer feinen Mikrometerschraube n
behufs Messung der Spectrallinien um den Zapfen d
drehen lässt.

E ist eine achromatische Cylinderlinse, die sich mit
ihrer Achse senkrecht oder parallel zum Spalt stellen lässt;

Rternspectroskop von P. Secchi.

e der Spalt selbst und s ein kleines unter 45" gegen den
Spalt geneigtes Spiegelchen, dessen obere Hälfte unbelegt
ist und das Licht des Sterns unbehindert durchlässt,
dessen andere Hälfte aber spiegelnd wirkt und das Licht
der seitwärts bei L entstehenden elektrischen Funken und
der darin glühenden Stoffe nach der unteren Spalthälfte
reflectirt.

KK sind zwei achromatische Linsen, die, weil ihr
combinirter Brennpunkt im Spalte liegt, als Collimatoren

248 Die Spectralanalyse.

wirken und die von dem Spalte ausgehenden Lichtstrahlen
in paralleler Richtung auf das Prismensystem werfen.

p q p 4 t" s^^ ^^ JANSSEN-HoFMANN'sche Prismen
ä Vision directe, welche die prismatischen Strahlen in der
Richtung öd in das Beobachtungsrohr Q 0 werfen, so dass
die Achse des Aequatorials direct auf den Stern gerichtet
werden kann.

RI endlich ist ein seitlicher Collimator; in dem
Brennpunkte seiner Linse R liisst sich mit Hülfe einer
sehr feinen Mikrometei*schraube F* ein Metallplättchen T
hin und her bewegen, welches nur einen einzigen, aber
äussei-st feinen Spalt hat Durch diesen Spalt fällt das
Licht einer bei / in einem Gehäuse eingeschlossenen Lampe
und bildet so im Innern des Rohres RI eine sehr feine
Lichtlinie, die an der Vorderfläche des ersten Prismas p
reflectirt in das Femrohr Q,0 gelangt und dem Beobachter
bei der Untersuchung der relativen Lage der Spectrallinien
als Marke dient

Um bei lichtstarken Fernrohren, welche eine grössere
Üisi)ersion zulassen, auch die feineren dunklen Linien in
den Spectren w^ahrnehmen und mit den Linien irdischer
Stoffe vergleichen zu können, haben Secchi und Hügöins
Api)arate construii-t, welche aus einzelnen Prismen und
Prismensystemen zusammengesetzt sind.

Fig. 108 zeigt das zusammengesetzte Spectroskop von
Secchi ohne das Aequatorial. Vermittels der Schraube 00'
wird das Instrument in das Ocularrohr des Refractors ein-
geschraubt; bei K befindet sich, wie vorhin, eine Cylinder-
linse, welche das als Punkt erscheinende Lichtbild der
Sterne zu einer feinen Lichtlinie ausdehnt und diese Linie
genau in die Spaltöffnung bringt F der Spalt, zur Hälfte
mit einem Vergleichsprisnia p bedeckt; B die Collimator-

250

Die Spectralanalyse.

sich durch eine Mikrometerschraube M bewegen und wird
beim Gebrauche des Instrumentes, wie gewöhnlich, durch
eine Lampenflamme erleuchtet; das Bild der Scala fallt
dann durch den Reflex an der Vorderseite des letzten
Prismas in das Beobachtungsrohr 0, wo das Auge mit
dem Spectrum des Sterns zugleich die Theilstriche der

Das grosse TelPRpfrtro^kop von Hug-gins.

Scalu wahrnimmt. A" ist eine Zange zum Halten der
GEissLER'schen Röhren.

Das grosse zusammengesetzte Telespectroskop von
Hü(i(}iNS ist in /'V^y. lOi^ abgebildet; es besteht aus zu?6i
Frismensystemen a vision directe, jedes zu fünf Prismen,
und drei vorzüglichen einzelnen Prismen, zwei von 60^
und eins von 45^ im Ganzen also aus dreizehn Prismen.

SteruHpectroskope. 251

Das Spectroskop wird wie gewöhnlich in den Oculartubus
TT eines mit Uhrwerk versehenen Aequatorials einge-
schraubt; a ist der Spalt, der mit den Einrichtungen eines
Vergleichsprismas und Funkenerzeugers für die gleichzeitige
Beobachtung der Spectra eines Sterns und der irdischen
StoflFe versehen ist; b ist die achromatische Collimatorlinse
von 4,5 Zoll Brennweite, welche die durch den Spalt ein-
tretenden Strahlen parallel macht Das Licht wird zuerst
durch das Prismensystem d zerlegt, dai*auf nach der Reihe
durch die drei Prismen /, g von 60^ und h von 45^ weiter
zerstreut und in den einzelnen farbigen Strahlen weiter
auseinander getrieben, passirt dann nochmals ein gerad-
liniges Prismensystem e und gelangt dann ei^t zu dem
Objectiv des Beobachtungsfenirohrs c. Das letztere Pris-
mensystem e befindet sich in einem Rohre, das mit dem
Femrohre c fest verbunden ist; mit Hülfe einer Mikro-
meterschraube lässt sich das Fernrohr auf jeden Theil
des Spectrums richten.

Die Prismen e können nach Belieben eingesetzt oder
entfernt werden, wodurch das Instrument sich innerhalb
der Grenzen einer Zerstreuungskraft von 4' .> bis zu 6'/2
Prismen von 60^ verwenden lässt. Die Möglichkeit, die
Zerstreuungskraft des Spectroskops zu verkleinern, erweist
sich als sehr vortheilhaft bei der Beobachtung von licht-
schwachen Objecten und in Nächten, wenn die atmosphä-
rischen Verhältnisse ungünstig sind.

Die Vorzüglichkeit der Prismen und des ganzen In-
strumentes giebt sich an der grossen Reinheit und Schärfe
zu erkennen, mit welcher selbst bei der grössten Ver-
grösserung auch die feinsten Linien im Spectrum unter-
schieden werden können, wenn Metalle in dem elektrischen
Funken verflüchtigt werden.

Der 5tera^i«i.-tralai^t&nt der BoÜicamper Sternwarte,
(i^a S^'Hft■jDEs verfertigte und mit dem Vogel imd Ikihse
Zahlreich« and eenaae Beobachtungen angestellt haben, ist
in f'itf. HO där^estelh. Da iiDtere Theil des Fernrohrs A
ist dorrh eine EtsenpUne B geschlossen, die bei C eine
7.6 cm Veite kreiänmde Oeffnong haL Anf diese Platte
wird der Spectr^ppant mineb der -ria Schrauben l,i,Z,i
betWtiÄt Die vier Träger n dnd mit der cylindrischen
Hälse fj. ausserdem aber mit der Scheibe c verbunden, wo-

durch der Appantt eine sehr grosse Stabihtät erhält
Das cTliudri^he Rohr li ist in der Scheibe e und in dem
Cylinder f> geführt; an demselben ist ein Zeiger e ange-
s^-hraubt, der über einem auf der Scheibe c angebrachten
Theilkreii« spielt. Die Drehung des Rohres H lässt sich
bis auf etwa ' ,<* genau ud dem in Grade getheilten, 14 cm
im Durchmesser haltenden Kreise iiblesen. An dem einen
Knde dos Rohres il befindet sich der Spalt /, dessen Stahl-
])lutten durch eine Mikrometerschraube von geringer Nei-
gung g^eu einander verstellt werden können. Die Hülse g

Stemspectrofikope. 258

ist zur Aufnahme der Cylinderlinse bestimmt. Am andern
Ende des Rohres d ist eine mit einer runden Oeflfhung
▼ersehene Platte h aufgeschraubt, welche zwei Metallwürfel
trägt (in der Figur ist nur einer sichtbar), in welchen die
Drehungsachse der Platte l und damit auch des Fem-
rohrs m gelagert ist Die Platte l trägt an einem Ende
die Mutter einer Mikrometerschraube A:, durch deren Be-
wegung die Platte l gegen h hin und her geneigt werden
kann. Das abgerundete Ende der Mikrometerschraube
wird zu dem Zwecke gegen ein an der Platte ä befind-
liches polirtes Stahlstück durch eine starke Spiralfeder
gepresst, welche um den Bolzen i geschlungen ist. Die
ganzen Umdrehungen der Schraube werden au dem Grad-
bogen «, die Bruchtheile der Umdrehungen aber an dem
getheilten Kopf der Schraube mit Hülfe des Index o ab-
gelesen. Im Rohre d befindet sich die Collimatorlinse von
22 mm Oeffnung und 230 mm Brennweite, femer fünf
Prismen ä vision directe, 20 mm hoch, mit 90^ brechen-
dem Winkel. Das Objectiv des Fernrohrs hat gleiche
Grösse und Brennweite mit der Collimatorlinse. Die zum
Femrohr gehörenden Oculare geben eine 4,5- resp. 9fache
Vergrösserung. Zum Spectralapparat gehören noch zwei
Cylinderlinsen, von denen die eine convex, die andere con-
cav ist Sie werden vor dem Spalt in der Hülse g ange-
bracht Die Leistungen des Apparates in optischer Be-
ziehung lassen nach Prof. Vogel nichts zu wünschen übrig.
Die Linien erscheinen mit ausserordentlicher Schärfe, und
sind mit der neunfachen Vergrösserung selbst die zartesten
Linien, welche Angstrüm in seinem Sonnenspectrum ver-
zeichnet hat, zu erkennen.

Hervorzuheben ist noch, dass Schröder bei Construction
des Apparates besondere Rücksicht darauf genommen hat,

254

Die Spectrnlanalyse.

dass die vom Objectiv des grossen Teleskops kommenden
Strahlen vollkommen ausgenutzt werden, und die Grösse
der CoUimatorlinse des Spectralapparates nach der Grösse
des vom Objectiv kommenden Strahlenkegels bemessen ist,
ein Umstand, der wohl häufig bei der Construction von
Spectralapparaten für grössere Femrohre vernachlässigt wird.
In den meisten Fällen und bei Anwendung kleiner
Refractoren muss die Dispersion des Sternenlichtes in
engeren Grenzen bleiben, als es bei den eben beschriebenen
Instrumenten der Fall ist Das zur Beobachtung der
Sonnen-Protuberanzen construirte geradlinige Spectroskop

Fig. 111.

EinfacheH und zusaiDiucn^^eButztca Sprcrroskop von .^. Merx.

von Merz empfiehlt sich auch für die Sterne eben so
sehr durch die Leichtigkeit seiner Handhabung, wie durch
seine vorzüglichen Leistungen. Dasselbe wird nach ab-
genommenem Ocular auf die verschiebbare Fassung des
letztern an das Femrohr geschraubt und die Cylinder-
linse Lj welche bei den Protuberanzbeobachtungen ent-
fernt wird, so gestellt, dass die von dem Stembilde, einem
Lichtpunkte, erzeugte Lichthnie genau in die Oeflfnung
des Spalts ss fallt. Da die Entfernung zwischen L und s
unveränderlich ist, so wird die scharfe Einstellung der
Lichtlinie in die Spaltöfihung durch Vor- und Zurück-
schrauben des ganzen Spectroskops, resp. durch Annähe-

SttTiispertroskopc. 255

rung und Eutfernuug der Linse L gegen das Sternbild,
zuwege gebracht. Bei der Beobachtung der Sternspectra
lässt sich, wenn die Lichtstärke des Sternbildes dieses ge-
stattet, die Dispersionskraft des Instrumentes durch Ein-
schrauben eines zweiten Prismensystems verdoppeln, ohne
den Vortheil des directen Sehens zu opfern. Letzteres lässt
sich auch allein als ganz einfaches Sternspectroskop, das
sich besonders für schwächere Fernröhre eignet, gebrauchen.
Dasselbe ist in Fig, 112 abgebildet und besteht aus
einem fiinftheiligen Prismensystem P ä vision directe von
einer Dispersionskraft von b® von D bis //, einer verstell-
baren Cylinderlinse L und einem positiven Ocular 0.
Es ist so eingerichtet, dass
sich die Prismen von der ^^^- ^^-•

Linse L und dem Ocular 0
leicht trennen und in das mit
Spalt versehene grössere Spec-

trOskop (Fig. 111) zwischen die j,.„f^^,,^^ Spcctroskop von Morx.

Collimatorlinse C und dessen

Prismensystem einsetzen lassen. Beide Instrumente (Fig, 111
und Fig, 112) zusammen geben dalier ein für alle Beob-
achtungen der Himmelskörper sehr geeignetes Universal-
Oc ula rsjpect roskop .

Einen ähnlichen, dabei compendiösen und billigen
Stemspectralapparat liefert die optische Anstalt von Rein-
FEiiDEB & Hertel in München. Derselbe besitzt je nach
der Grösse Fernrohre von 6'" bis 12'" Oeffuung, einen ver-
stellbaren Spalt und Cylinderlinse; seine Wirkung ist eine
ausgezeichnete.

Selbst das kleine, bei eingestecktem Prismeurohr nur
82 nmi lange Miniaturspectroskop von J. Brownin« giebt
recht schöne Spectra der helleren Sterne, in denen die

256 Die SpectralanalyM.

stärkeren dunklen Linien mit völliger Bestimmtheit erkennbar
sind ; seine innere Einrichtung ist aus Fig, IIS ersichtbar.
Um dasselbe für Stembeobachtungen zu gebrauchen,
wird der Spalt beseitigt und das Collimatorrohr 0 an die
Stelle des Oculars in das auf den Stern gerichtete Femrohr
eingeschraubt. Durch Verschieben des Spectroskops lässt
sich dasselbe leicht so einstellen, dass das optische Bild des
Sterns mit dem Brennpunkte der Linse C zusammenfällt,
die durch C hindurchgehenden Strahlen also das Prismen-
system P in paralleler Richtung treffen und der Beobachter,
durch ^> sehend, ein scharfes Linienspectrum des Stenis
wahrninmit. Hält man nun eine passende Cylinderlinse, die

Fig. 113.

J. Browning'« MiniaturspccfroBkop.

Achse senkrecht zu der brechenden Kante des Prismen-
systems, zwischen die Ocularöffnung 0 und das Auge, so er-
hält man das erbreiterte Spectrum des Sterns, in welchem
bei scharfer Einstellung die dunklen Linien sichtbar sind.
Geh. Rath L. Camphausen hat sich zuerst und mit Vor-
theil auch für lichtschwache Sterne eines Sternspectroskops
bedient, das aus einer sphärischen Linse von kurzer
Brennweite besteht, der ein Satz kleiner Prismen mit
gerader Durchsicht und darauf eine leicht einzuschiebende
oder zu entfernende cylindrische Linse folgt. Die den
Prismen voraufstehende Sammellinse wird dem vom Objectiv
des Fernrohrs erzeugten Stembilde so weit genähert, dass
letzteres sich innerhalb der Brennweite der Sammellinse

8 lenupectraalioiw.

257

befindet. Es entstellt so in deutlicher Sehweite ein vir-
tuelles Bild des Sterns, welches durch die Prismen in ein
fadeDförmiges Spectrum verwandelt und ohne Ocular, ledig-
lich durch die dasselbe er breiterüde CyUnderhuse be-
trachtet wird. Die Wirkung dieses Spectro3koj)B ist so

Fig. II.

□

beträchtlich, dass Vooel davon über-
rascht wurde und dem Instrumente eine
Umgestaltung gab, welche es ermög-
licht, auch Messungen damit auszufüh-
ren. In der Hülse B (Fig. 114) siuil
<lie Prismen P befestigt, am untern
Ende derselben betindet sich eine sphä-
rische Linse i, am andern eine cylin-
drische Linse n. Am obern Ende der
Hülse 5, der EndHiiclie der Prismen
gegenüber, mündet eine Hülse C ein,
welche durch eine schwache sphärische
Linse c verschlossen ist. Ueber C verschiebt sich eine
Hülse D, die an ihrem einen Ende entweder einen Spalt
oder eine auf Glas photographirte Scala S trägt. A ist
eine federnde Hülse, in der sich B verschieben lässt. sie
trägt ein Gewinde w, durch welches sie an Stelle des
Oculars am Fernrohr befestjgt werden kann.

SduUa, BpectnlualJ-ic. II. 17

258 Die SpectralnnalyKe.

Eutfernt mau die Cylinderliuse a, so kann man durch
Verschiebung von B in der Hülse A, wenn sich das Auge
am Ende der Röhre ^ bei 0 befindet, ein deutliches
Spectrum von dem im Brennpunkte des Femrohrs ent-
stehenden Bilde erhalten. Dieses Spectrum wird nun,
weun das Object ein Stern ist, überaus schmal sein. Ver-
mittels der Cylinderliuse a lässt sich dieses schmale Spec-
trimi auf zweierlei Weise in ein Band verbreitem, einmal
indem man die Achse (die Cylinderachse, nicht die optische)
der Cylinderliuse senkrecht, ein andermal parallel zu den
brechenden Kanten der Prismen stellt. Im ersten Falle
würde man die Hülse B (von der vorhin gedachten Ein-
stellung ohne Cylinderliuse ausgehend) etwas weiter aus-
zuziehen, im andern Falle etwas weiter einzuschieben
haben, um ein Spectrum zu erhalten, in dem die Linien
scharf erscheinen. Die Bilder sind, wie durch Versuche
gefunden wurde, am besten, wenn die cylindrische Achse
der Linse parallel zu der brechenden Kante der Prismen
gelegen ist. Für die Anwendung des Apparates als blosses
Spectroskop wäre es gleichgültig, welcher Stellung der
Cylinderliuse man den Vorzug giebt, soll der Apparat
jeiloch zur Messung dienen, so ist nur die letzterwähnte
Stellung der Achse zulässig. Professor Vogel giebt eine
Kegel, um die Cylinderliuse auf leichte Weise richtig zu
stellen. Man verschiebe die Hülse B so lange, bis man
ohne Cylinderliuse ein möglichst schmales, scharfes Spec-
trum erhält, dann setze man die Linse vor und drehe sie,
bis sie das fadenfiirmige Spectrum in keiner Weise ver-
breitert, dies ist die richtige Stellung und man braucht
nur die Hülse B etwas einzuschieben, um ein allmählich
siih verbreiterndes Spectrum, in dem man Linien oder
lUuiden bald erkennen wird, zu erhalten. Wie weit mau

Slterngpectroskope.

259

(las Rohr B einzuschieben oder die Linse b dem Brenn-
punkte zu nähern hat, um die Linien im Spectrum mög-
lichst scharf zu sehen, hängt natürlich von der Brenn-
weite der Linsen b und a, aber auch viel vom Auge des
Beobachters ab.

um Messungen an den Linien in den Spectren aus-
zufuhren, kann man bei stillstehendem Fernrohre die Ent-
fernungen der einzelnen Banden durch Rectascensions-
differenzen bestimmen. Als Marke dient der Spalt 5, der
durch eine davorgehaltene Lampe erleuchtet wird. Damit
das Licht dieser Lampe
das in 0 befindliche Auge ^'^^- ^^'^•

des Beobachters nicht trifft,
ist der Schirm ««an der
Hülse D befestigt. Die
liinse c hat nur den- Zweck,
die deutliche Sehweite noch
mehr zu verkürzen, damit
das seitliche Rohr nicht zu
lang wird. Für Fernrohre
mit Uhrwerk benutzt man

statt des Spalts eine helle Scala, die, wenn sie mit einer
Lampe erleuchtet wird, gleichzeitig mit dem Sternspectrum
sichtbar ist.

Ein sehr lichtstarkes und handliches Instrument ist
das von Zöllner construirte Ocular-Sternspectroskop. Die
Fig, llö zeigt dasselbe im Durchschnitt. Es besteht aus
einem kleinen Prisma mit gerader Durchsicht, welches in
einer Hülse CD befestigt ist Diese letztere ist in einer
zweiten Hülse AB beweglich, welche auf den Ocularkopf
aufgesetzt werden kann und eine Cylinderlinse von etwa
100 mm Brennweite enthält. Oj und Oj sind die beiden

Zöllner's Oculsr-Strrnspeotroskop.

260 Die Spectralanalyse.

Linsen des Oculars und gehören also nicht mehr zum
Spectroskop. Soll mit dem Instrumente das Spectnim
eines Sterns beobachtet werden, so wird zunächst die
Hülse CD mit dem Prisma entfernt und das Ocular so
eingestellt, dass dem in 0 befindlichen Auge eine scharfe
Lichtlinie erscheint Eis ist dabei wesentlich, dass sich
das Auge ungefähr in derselben Entfernung von der
Linse L befinde wie bei Anwendung des Prismas. Hierauf
wird die Hülse CD so eingesetzt, dass die brechende

Kante des Prismas wie gewöhnlich
^'i|?- 11^- parallel der Lichtlinie liegt und

somit das Spectrum seine grösste
Breite erhält Die Lichtstärke
M dieses Spectroskops ist sehr be-
deutend.

Das ZöiiLNEB'sche Ocularspec-
troskop ist wegen seiner Hand-
Uchkeit und Lichtstärke ein sehr
praktisches Instrument, allein es
hat den Nachtheil, dass man keine
mit vorriohtun^' zum Messen. Mcssungcn damit ausfuliren kann

und es auch für Objecte von
grösserer Dimension nicht anwendbar ist. Diesen Uebel-
ständen hat Prof. Vogel durch eine einfache Vorrichtung
abgeholfen. In die Hülse eines nicht zu stark vergrössernden
()iulai*s (tigg- 110' und 117) wird ein Ring w eingesetzt,
auf welchem ein schmaler Steg befestigt ist Auf demsel-
ben sind in der Mitte die Spaltbacken * und s' befestigt,
so, dass / mittels einer feinen Schraube T bewegt werden,
der Spalt also mehr oder weniger geöflfnet werden kann.
I>as Ocular lässt sich durch Hin- und Herbewegen in der
Hülse so stellen, dass der Spalt sofort erscheint Da der-

Sternspectroskope.

261

Fig. 117.

selbe nur einen kleinen Theil des Gesichtsfeldes einnimmt,
ist der Vortheil der leichten Auffindung des zu beobach-
tenden Objects nicht geschmälert, auch lässt sich dasselbe
mit Leichtigkeit in den Spalt stellen. Im Falle das Object
eine Ausdehnung hat (Komet oder Nebel), bleibt nur eine
Lichtlinie übrig, indem der grösste Theil des Objects durch
die Spaltbacken verdeckt ist. Diese Lichtlinie lässt sich
nun leicht durch das vorgesetzte Ocular-Spectroskop, von
dem man vorher die Cylinderlinse entfernt hat und das
denmach nur aus einem kleinen Prismensatz besteht, ana-
lysiren.

Da es nöthig ist, die
brechenden Kanten der Pris-
men parallel zum Spalt zu
stellen, empfiehlt es sich,
das Spectroskop so mit dem
Oculai' zu verbinden, duss es
nicht aufgesteckt oder abge-
zogen zu werden braucht,
sondern seitlich um eine

Achse X bev^egt und weggedreht werden kann, wenn man
zur Aufsuchung des Objects das Ocular ohne Spalt be-
nutzen wilL Die richtige Lage vor dem Oculai* ist durch
einen Anschlagstift fixirt. Bei dieser Einrichtung kann
man ein für allemal die brechende Kante der Prismen
parallel zum Spalte stellen.

Um Messungen auszuführen, befindet sich in dem
Steg bei o ein Loch, hinter welchem ein kleines Prisma
angebracht ist. Durch eine dem kleinen Ilefiexionsprisma
gegenüber in der Hülse befindliche Oetfiiuiig fällt das
Licht einer ausserhalb befestigten ÜEissLER'schen Röhre
auf dieses Prisma, die Oeffnung o wird zur Lichtquelle

Ocular-SternspoctroMkoi)
im Durchschnitt.

2U2 Die Spectralanalyse.

uud lieben dem Spectnim des zu beobachtenden Objects
ei-sclieiut das Vergleichäspectrum.

Die von Professor Vogel getroffene Abänderung des
ZöLLNEB^scben Ocularspectroskops, wonach dieses mit der
aufgesteckten Cylinderlinse um die Achse x seitwärts be-
w^t werden kann und dann das Object direct im Oculare
gesehen wird, ist äusserst praktisch. Die optische Anstalt
von Reinfeldeb & H£HT£L in München liefert diese Spec-
troskope in ausgezeichneter Ausfuhrung. Ein solches an
einem ebenfalls von Kklxfeldeb & Hebtel gelieferten
sechszoliigen Kefractor augebracht, giebt ungemein brülante
Spectra, die an Reinheit und Schärfe der Linien nichts
zu wünschen übrig lassen.

Ein kleines Universalspectroskop, das zur Beobachtung
der Spectra von Fixsternen und Kometen sehr geeignet
ist, hat "N. VON Künkoly construirt Dasselbe ist in
Füj, US dargestellt. E ist ein Messingiing, der mittels
eines Gewindes an die Ocularröhre eines Femrohrs auge-
schraubt wird. Mit ihm wird durch einen Verbiuduugs-
stutzen ein zweiter Ring verschraubt, welcher die zwei
Spaltbacken / trägt, wovon der eine beweglich, der andere
fest ist. Die Verschiebmig des beweglichen Spaltbackeus
wird duich eine Schi-aube bewirkt, g ist das Vergleichs-
prisma, das einer Oeffnung am Gestelle qq gegenüber
steht; dieses Gestell dient zur Aufnahme GEisSLEB'scher
liöhien, die durch die Feder r am Apparate festgehalten
werden. Auf den den Spalt tragenden Ring ist das Golli-
niatorrohr A angeschraubt, welches wieder mit dem Messing-
stutzen d verschraubt ist Im CoUimatorrohre bewegt sich
ein zweites Rolu* i&, in welches die achromatische CoUi-
niatorlinse eingeschraubt ist. Mittels der zwei Griffe aa
liisbt sich dieses Rolu* verschieben, um den Spalt / in den

Brennpunlct bringen zu können. Auf dem Messingstutzeu d
ist endlich eine MessinglcspBel B angeschraubt, welche das

An diese Kapsel ist das Ocular-

Phsma C einschliesst.
diaphragma h durch
vier Schrauben ii
(wovon bloss zwei
sichtbar sind) und
dasSchraubenm i kro -
meter D mittels der
Schrauben kk be-
festigt.

Das Prisma sitzt
auf einem kleinen
Tischchen , dessen
Zapfen durch den
Boden der Kapsel
hindurchgeht und
ausserhalb einen
kleinen Hebel auf-
nimmt, der sich auf
ihm in beliebiger
Stellung festklem-
men lässt. Dieser
bat rechts und links
zweiAnschlagschrau-
ben, mit denen man
ihm und durch Fest-
klemmen am Zapfen

des Prismentiscbes auch dem Prisma bei seiner Einstellung
auf die Minimalablenkung die nötliige Feinbewegung er-
theilen kann. Auf eine automatische Bewegung durfte man
hier um so mehr verzichten, als ja die Dispersion der

264 Die Spectralanalyse.

Natur der Sache nach so klein ist, dass man das ganze
Spectrum auf einmal leicht übersehen kann.

Ein Fernrohr besitzt der Apparat nicht. Bei Beob-
achtung der Fixsterne wird aber bei h an Stelle des Dia-
phragmas eine Cylinderlinse eingeschoben.

Das Oculardiaphragma h und das CoUimatorrohr des
Mikrometers D besitzen zur richtigen Einstellung eine mit
der Kapsel B concentrische Führung. Um dies bequem
und sicher zu erreichen, wurde bei der Construction der
folgende Weg eingeschlagen. Auf der eigentlichen Kapsel-
wandung, die mit dem Boden fest verlöthet, mit dem
Deckel durch drei Schrauben mit randirtem Kopfe ver-
einigt ist, dreht sich aussen in je einer Nute im Boden
und im Deckel ein weiteres Rohr. Beide schliessen, da
sie zusammengeschliflfen wurden, sehr eng an einander und
können durchaus nicht hin und her schlottern. Aus dem
weitern Rohre wurden dann an drei Stellen breite Streifen
herausgeschnitten, so dass nur noch drei von einander
völlig imabhängige Cylindersegmente übrig blieben. Auf
eines dieser Cylindersegmente ist dann das CoUimatorrohr A
resp. sein Stutzen d, auf das andere das kleine CoUimator-
rohr des Mikrometcrwerkes D und auf das dritte endlich
das Oculardiaphragma h befestigt. AUe sind mit je vier
Schrauben an den Cylinder B angeschraubt, jedoch haben
diese Schrauben ii und ä;ä; in den Cylindersegmenten läng-
liche Oeffnungen, um den an ihnen sitzenden Theilen eine
begrenzte Verschiebung zu gestatten.

Behufs Messung der Lage einer jeden in dem Ocular-
rohre h sichtbar werdenden Spectrallinie ist die einge-
theilte Mikrometertrommel l angebracht. Diese sitzt auf
einer Schraube, welche, wenn man sie durch den Kopf m
in Umdrehung versetzt, eine im Innern des flachen Ge-

8Urii8pectroHko|ic 266

häuses D be&iidliche und mit einer Liuhtlinic versehene
Platte verschiebt Zur Beleuchtung der Lichtlinie dient
ein auf dem Stutzen n sitzender Spiegel /", während an-
dererseits eine durch den Ring b» verBchlebbare biconvexe
Länse das Bild dieser Lichtlinie auf der dem Ocular A
gegenüberliegenden Seite des Prismas erzeugt, wie dies iu
Bd. I, S. 354, Fhi. 140 (vgl. auch Bd. I, S. 161, Fi<j. 64b)
näher erläutert ist. Von hier aus
wird das Bild reflectirt und gelangt
80 mit dem direct gesehenen Spec-
tnim gleichzeitig ins Auge des Beoh-
achters.

Dem Apparate wurde noch ein
zweites Flintglasprisma mit einem
brechenden Winkel von 60* beige-
geben, um dadurch seine Wirkung
zu erhöhen.

Als Hulfsapparut ist dem Instru-
mente noch ein kleines ZöLLXER'scbes
Oeularspectroskop (Fig. 119) hinzu-
gefügt. Beim Gebrauche wird das-
selbe mit dem Gewinde an Stelle des
Ofulars an das Instrument ange-
schraubt. Der Ring d lässt sich von A (Fitß. 118) abschrau-
ben und direct in den Ocutarauszug schrauben, alsdann
wird eine Oylinderlinse in k eingeschoben, um das Spectrum
eines Fixsterns damit breit«r zu machen. Die Cylinderlinse
deformirt den hellen Strich des Mikronietei's durchaus nicht,
es werden bloss seine beiden Enden in eine Spitze aus-
laufen, was sogar die Schärfe der Einstellung erhöht. Das
vorstehend beschriebene Instrument wird in sauberer und
vorzügUcher Ausfnhrung von der optischen AnstaH von

266 Die Spectralanalyse.

Kabl Fbitsch in Wien geliefert und ist besonders den
Freunden der spectroskopischen Himmelsbeobachtung warm
zu empfehlen.

Endlich müssen wir liier noch der einfachsten Spec-
troskope erwähnen, welche zu verschiedenen Zwecken an-
gewandt werden. Huggins benutzte solche Handspectro-
nkojje schon längst, um die Spectra der Sternschnuppen
und anderer rasch vorübergehender Himmelserscheinungen
zu beobachten.

Diese von John Beowninü construirten Instrumente
bestehen, wie Fig. 120 zeigt, wesentlich aus einem gerad-
sichtigen Prisuiensystem c und dem Beobachtungsi'ohre ah.

Jb'iij. 120.

Browning'B Uandspectrobkop.

Das achromatische Objectiv a hat 1,2 Zoll im Durchmesser
und eine Brennweite von etwa 10 Zoll. Das Ocular b
besteht aus zwei planconvexen Linsen. Da ein grosses
Gesichtsfeld sehr wichtig ist, besonders zum Gebrauche als
Meteor-Spectroskop, so hat die dem Objectiv a zugekehrte
Ocularlinse beinahe einen gleichen Durchmesser als das
Objectiv a selbst und ist in einem verschiebbaren Rohre
befestigt, um den Abstand zwischen den beiden Linsen
des Oculars und damit die Vergrösserung des Instrumentes
innerhalb gewisser Grenzen verändern zu können. Das
Prismensystem besteht aus einem Prisma von schwerem
Fliutglase und zwei Prismen von Crownglas.

Das Gesichtsfeld dieser Handspectroskope umspannt
am Himmel einen Kaum von 7^ Durchmesser; das Spec-

Die Spectra des Momles nnd der Planeten. 207

truiii eines hellen Sterns hat eine scheinbare Länge von
3^ und selbst das Spectrum des grossen Nebelflecks iin
Orion erscheint als zwei helle Linien mit schwachem con-
tinuirhchem Spectrum.

Um die Wirksamkeit des Instrumentes als Meteor-
Spectroskop zu prüfen, beobachtete HuaaiKS die Spectra
eines Feuerwerks aus einer Entfernung von ungefähr
3 englischen Meilen. Die hellen Linien der in dem
Feuerwerk glühenden Metalle waren mit grosser Deut-
lichkeit sichtbar und wiesen darin Natrium, Magnesium,
Strontium, Kupfer und einige andere Metalle mit völ-
liger Bestimmtheit nach. Ebenso zeigte dasselbe einige
FKAUNHOFEB'sche Linien in dem Spectrum der Spitze
der noch sehr feinen Mondsichel, sowie die dunklen
Linien in den Sternspectren. Um dem Spectrum eines
Sterns, das in dem Instrumente bloss als helle Linie
ei*scheint, einige Breite zu geben, wird noch eine kleine
Cylinderlinse unmittelbar vor dem Auge über das Ocular
geschoben. Da das Instrument nicht mit einem Spalte
versehen ist, so ist es nur auf helle Gegenstände von
geringer Grösse anwendbai* oder auf Objecte von solcher
Entfernung, dass sie nui* eine kleine scheinbare Grösse haben.

23. Die Spectra des Mondes und der Planeten.

Wenn die Planeten und deren Monde kein eigenes Licht
ausstrahlen und nur dadurch leuchten, dass sie das Licht
der Sonne rettectiren, so müssen ihre Spectra dem Sonnen-
spectrum gleich sein, und etwaige Unterschiede können nur
daher lühren, dass das Sonnenlicht bei der Reflexion an der
Oberfläche dieser Himmelskörper oder bei seinem Durch-
gange dui'ch ihre Atmosphäre einige Veränderungen erleidet.

2H8 Die Spectralanalyse.

Das Spectrum des Mondes fanden Fraunhofer (1823),
Bbewster, Gladstone (1860), Rütherfürd, Huogins und
Miller, sowie Janssen in vollkommenster üebereinstim-
mung mit dem der Sonne. Es konnte an den yerschie-
denen, der Untersuchung imterzogenen Stellen der Mond-
scheibe weder in Beziehung auf die relative Intensität,
noch auf das Hinzukommen und Verschwinden von Linien
irgend eine Aenderung in den dunklen Linien des Spec-
trums wahrgenommen werden. Es muss aus dieser Ab-
wesenheit von besonderen Absorptionslinien der Schluss
gezogen werden, dass der Mond keine Atmosphäre hat,
die sich in unseren gegenwärtigen Spectroskopen durch
Absorptionslinien bemerkbar macht.

Das Spectrum des Mondes während einer Verfinste-
rung desselben ist am 23. August 1877 auf der Stern-
warte zu Greenwich beobachtet worden. Während der
Totalität, als der Mond in der bekannten kupferröthlichen
Farbe glänzte, sah man im Gelb einen starken Absorptions-
streifen und das rothe sowohl als das blaue Ende des
Spectrums waren scharf abgeschnitten, der orangefarbene
Theil erschien schwach. Auf den ersten Blick schien es,
als wenn Gelb und Grün das ganze sichtbare Spectrum
ausmachten. Die Wellenlänge des brechbaren Endes des
starken Absorptionsstreifens war im Mittel aus neun Messun-
gen 5624 milliontel Millimeter. Als die Totalität ihrem
Ende entgegenging, wurde der Streifen schmäler und wäh-
rend der partiellen Phase war er auf eine Linie reducirt
Der Streifen fällt mit der atmosphärischen Bande ö von
Brewster zusammen und es unterliegt keinem Zweifel,
dass er wirklich der Absorption in dichten, wasserdampf-
reichen Schichten unserer Atmosphäre seinen Ursprung
verdankt. Das Licht, in welchem der verfinsterte Mond

Die Spectra des Mondes und der Planeten. 269

Bichtbar wird, ist eben durch eine dicke Schicht der
irdischen Atmosphäre hindurchgezogen und verursacht die
kupferröthliche Färbung des total verfinsterten Mondes.

In dem Spectrum der Planeten Merkur^ Venus^ Mara^
Jupiter u. s. w. erkennt man die von dem Sonnenlichte
herrührenden FRAUNHOFEE'schen Linien; ausserdem aber
kommen in einigen Spectren Absorptionslinien vor, welche
wir als Anzeichen vom Vorhandensein einer wasserdampf-
haltigen Atmosphäre bereits kennen gelernt haben. Huggins
hat mittels seiner, später (bei den Fixsternen) näher be-
schriebenen photographischen Methode auch die Spectra
der Venus, des Mars und des Jupiter aufgenommen. In
den besten dieser Photographien kann man die Fraün-
HOFEK'schen Linien von i bis aS im Ultraviolett deutlich
sehen und die geringste Abweichung dieser Linien von
dem Spectrum des Tageslichtes würde man sofort erken-
nen. Huggins konnte jedoch weder irgend eine Modi-
fication des Sonnenlichtes noch irgend welche hinzutreten-
den Absorptionslinien erkennen.

Das Spectrum des Merkur wurde in den Jahren 1871
bis 1873 wiederholt von Vogel und Lohse auf der Both-
camper Sternwaite beobachtet. Es stimmte stets vollkom-
men mit dem Sonnenspectrum überein, bis auf zwei Strei-
fen, „welche möglichen^eise nicht allein durch Absorption
in imserer Atmosphäre, sondern auch zum Theil durch
eine Absorption der Sonnenstrahlen in der den Merkur um-
gebenden gasartigen Hülle hervorgebracht werden mögen.**
Vogel bemerkt jedoch selbst, dass, so lange man, wie es
bei den jetzigen Hülfsmitteln der Fall ist, genöthigt werde,
den Planeten nach Sonnenuntergang, also bei tiefem Stande
zu beobachten, die definitive Entscheidung dieser Frage
aufgeschoben werden müsse.

270 Die Spectralanalyse.

Das Spectnim der Venus ist von Secchi, TIiTGOiys
und Vogel untersucht worden. Es ist nicht wesentlich
vom Sonnenspectrum verschieden, doch treten nach Vogel
einige feine Streifen darin auf, die den Linien unserer
Atmosphäre gleichen und also wahrscheinlich dem Wasser-
dampfe zuzuschreiben sind.

Das Spectrum des Mars ist auch von Secchi, Huggixs,
RuTHERFURD uud VoGEL beobachtet worden, doch sind
des Letztern Untersuchungen bei weitem die genauesten.
Hiernach sind in diesem Spectrum zahlreiche Linien des
Sonnenspectrums wiederzuerkennen. In den weniger brech-
baren Theilen treten einige Streifen auf, die dem Sonnen-
spectrum nicht eigen sind, die aber mit denen im Ab-
sorptionsspectrum unserer Atmosphäre übereinstimmen; es
sind dies die folgenden:

WelleiilHnge
milliontol mm

(387,7 Mitte einor breiten dunklen Bande, nach dem Violett scharf
begrenzt. (Tellurische Linien in der Nähe von B,)

055,0 Mitte eines dunklen Streifens. (Tellnrische Linien in der Nähe
von C.)

648.7 Mitte eines ziemlich dunklen Streifens. (Tellnrische Linien.)
627,9 Mitte eines Streifens. (Tellurische Linieng^ppe a Anoström,

C^ Brf.wstkr.)

594.8 Matter Streifen.! • u t-- . v • /, x
i-fv« /. ^r ., o. .« ) (Tellurischc Lnnensvsteme bei D.)
592,0 Matter Streifen.) * '

' [ Matte Bande. (Brkwstfr's tellurische Liniengmppc B.)

Hieraus dürfte nach Vogel mit Bestimmtheit hervor-
gehen, dass Mars eine Atmosphäre besitzt, deren Zusam-
mensetzung von der unsrigen nicht beträchtlich abweicht,
und dass vor allem diese Atmosphäre reich an Wasserdami)f
sein niuss. Die rothe Färbung des Mars scheint einer
mehr allgemeinen Absorption, die die blauen und violetten

Die Sprdn. Hot Mnn.i-s iin.l .It PI;

Strahlen in der Marsatmosphäre eilei-
(len. zugeschrielien werdeu 7.ü niüaaeii,
da es uichl gelang, abgesonderte Ab-
snrptionsstreifen in diesen Tlieilen des
Spectruma wahrzunehmen. Im rothen
Theile des Spectrums, zwisL-hen den
Linien C und B, sind noch Streifen
vermuthet worden i?.. B. ein Streifen bei
661 millionte! Millimeter Wcllentiinge ),
sie würden dem Abaorptionsspectrmn der
Marsatm osphärc eigen sein, wegen grosser
Lichtschwä«he gelang es jedoch nicht,
ihre Lage mit einiger Sicherheit zu
fixiren."

Von den Hanetoiden sind bisher nur
Vesta nnd Flora von Vogel spectroskn-
|)iseh untersneht worden. Erstere zeigte
zwei Streifen, von denen einer mit der
atmosph anstehen Bunde S zusammenzu-
fallen schien, letztere liess im Spectrum
keine Linien erkennen.

Das Spectrum des Jupiter wurde zu-
erst von RuTHF.Ri'ORD, darauf von Secchi,
Hü(KHNB und Le Suecb beobnchtet, am
genauesten sind jedoch auch hier die
Messungen Vooel's. Dieses Spectrum
weicht hiemach dnrch einige Stroifeu,
die hauptsächlich den weniger brechbaren
Theilen angehören und unter denen eine
dunkle Bande im Roth (til7,t^5 milliontel
Millimeter Wellenlange) auffallend ist,
vom Sonnenspectrum ab (Flij. 121).

272 Die Spectralanaljie.

Die anderen nicht im Sonnenspectrum anzutreffenden
Streifen sind folgende:

Wellenlänge
niilliontel mm

Or>G Mitte eines breiten dunklen Streifens. (Tellnrische Linien beiC.)

O-li^-*) Mitte eines breiten dunklen Streifens. (Tellnrische Linien.)

♦)28 Schwacher Streifen. (Tellurische Liniengruppe C* Brkwster,

n Anostböm.)
594,') j Schwacher Streifen. (Tellnrische Liniengruppen in der Nihe
592,0 I von D.)

U^ I Matter, nach dem Violett verwaschener Streifen. (Tellurischer
570 I Streifen B Brkwstrr.)

521,^ Schwacher Streifen. (Auch im Absorptionsspectrum unserer

Atmosphäre vcrmuthet.)

1 [ Matter Streifen. (Tellurische Linien.)

Wiihrend in den weniger brechbaren Theilen des
Planetenspectrums einzelne Banden auftreten, erleiden nach
Vogel die brechbaren Theile Blau und Violett eine mehr
gleichförmige Absorption. „Die den Jupiter umgebende
Gashülle übt, wie hieraus hervorgeht, auf die sie durch-
dringenden Sonnenstrahlen eine ähnliche Wirkung aus wie
unsere Erdatmosphäre, woraus wir auf Wasserdampf in
der Jupiteratmosphäre zu schliessen berechtigt sein dürf-
ten. Dem Jupiterspectrum eigen ist die oben erwähnte
sehr dunkle Baude im Roth. Ob das Auftreten dieser
Bande durch das Vorhandensein eines blondem, in un-
serer Atmosphäre nicht anzutreif enden Stoffes bedingt
wird, oder ob nur das Misch ungsverhältniss der Gase ein
anderes ist als in unserer Atmosphäre, muss yorläufig un-
entschieden bleiben. Es wäre sogar möglich, dass bei
gleichem Mischungsverhältniss und nur anderen Tempera-
tur- und Druckverhältnissen, die ja auf dem Jupiter ge-
geben sind, das Absorptionsspectrum des Gasgemisches in
der angegebenen Weise verändert werden könnte.

Die Spectra des Monden und der Planeten. 273

Das Spectrum der dunklen Streifen, die man auf dem
Jupiter wahrnimmt, ist, wie die Beobachtungen ergeben
haben, hauptsächlich durch die sehr starke gleichmässige
Absorption, welche die blauen und violetten Strahlen er-
leiden, charakterisirt Es treten keine neuen Absorptions-
streifen auf, wohl aber lässt sich eine Verbreiterung und
Verstärkung derselben beobachten, als Beweis dafür, dass
die dunklen Theile auf dem Jupiter tiefer gelegen sind.
Das Sounenhcht muss hier einen grössern Weg durch
die Atmosphäre zurücklegen und wird infolge dessen eine
stärkere Veränderung erleiden.

Die röthliche Farbe des Planeten, sowie vor allen
Dingen die rothe Farbe der dunkleren Partien auf dem
Jupiter ist aus der gleichförmigen Absorption, welche die
Atmosphäre des Planeten auf die brechbaren Strahlen aus-
übt, zu erklären."

Vogel hat auch das Spectrum des vieiten Jupiter-
mondes untersucht. Es war sehr schwach und der rothe
Theil fehlte, da es sich nur von D bis halbwegs zwi-
schen F und G erstreckte. Ausser einem dunklen, mit
F zusammenfallenden Streifen waren noch zwei dunkle
Partien bei 567 und 527 miUiontel Millimeter Wellen-
länge zu erkennen. Letzterer Streifen fiel also mit E zu-
sammen.

Die Resultate der spectroskopischen Untersuchimgen
des Saturn fasst Vogel dahin zusammen, dass die hervor-
ragendsten Linien des Sonnenspectrums im Spectrum des
Saturn erkannt werden. „Nicht in Uebereinstimmung mit
dem Sonnenspectrum sind einige Banden, vorzüglich im
Roth und Orange. Diese fallen zusammen mit Linien-
gruppen des Absorptiousspectrums unserer Atmosphäre,
mit Ausnahme einer sehr intensiven Bande im Sonnen-

SchHlen, Si»ectralanalyse. II. 18

t>ic Spi-i^trilaiiiil.tae.

speL-trum, deren WeUetdänge im
Mittel aus den an mehreren
Abendeu angetitellten Beobachtun-
gen sich zu 618.2 millioDtel Milli-
meter ergeben hat Die blauen
und violetten Strahlen erleiden ein*-
gleichmassige Absoriiüon beim
Durchgange durch die Atmosphäre
des Saturn, ee ist dies besonders
t aufTallend im Spectmm des dunk-
'^j. leren Aequatorialgürtels. Das Spec-
' trum des Saturn steht ilemnacb in
I vollster Cehereiu^timniuiig mit dem
'- Jupiterspectrum.
i Abweicheud ist das S]

^ des äalumringes, in welchem
|- charakteristische Bande
y lehlt, oder wenigsteus nur gaii2
^ schwach angedeutet ist. woraus
niau schliessen dürfte, dass den
Ring entweder keine oder
Gasschicht tob nur sehr geri
ilube oder Dichtigkeit tungiebt,|

l>as Spectrum des Planeten
nua ist zuerst von Secchi unter-
sucht worden. Es bat nach ihm
zunächst zwei breite schwarze Strei-
fen, einen, m (Fitf. 122), im Grüii-
blitu, aber nicht mit der i-'-Linie coincidirend, den an-
dern, tt. im Grün nahe bei der Linie E, In einer Uei-
uen tlutfemung von diesem letztern Streifen Terschwindet
das Spectrum vollständig und zeigt eine Lücke qp bis

^em ^^^1

im R^^^

gana

ttraus

den

iuge^_

über daa Gelb hinaus; bloss
wenig Liebt.

Es ist überaus merkwürdig, dass HtJUUiNS und Votii'ii.
diui Urariiiaepectruin ganz anders lauden als Secchi.
lluodtxs zeichnet Jas üranusspectrum wie in Fig. 123.
Das untere echniale Spectnuu ist da» der Sonne, das
obere das des Uranus; im erstem finden sich noch des
nähern Vergleiches wegen die stärksten Absorptions bände r
dei" lürdatmospbäre, niunlich das Band hinter D {brech-

barer als D) und die ungefähr in der Mitte zwisclieu C
und D liegende I.iniengruppe. Die unter dem Sonnen-
spectruin befindliche Scala giebt die Wellenlänge in niil-
Uontel Millimeter an.

Im Spectruni des Uranus fehlte keine Farbe vom Roth
bei C bis zum Blau hei G, obwohl es schwer war, hei
dem sehr schwachen Lichte desselben die einzelnen Fitrben-
gruppen genau zu unterscheiden. Da die geringe Licbt-
intensitat den Beobachter nöthigte, den Spalt verhältniss-
mässtg weit zu öffnen, so waren FRAüNBOFEB'sche Linien
nicht bemerkbar, dagegen tratea die Absorptiousbänder,

276 Die Spectralanaljse.

die durch den Planeten selbst erzeugt wurden, so kräftig
herror, dass sich ihre Lage mittels des Mikrometers und
durch Vergleichung mit den Spectren irdischer Stoffe,
z. B. mit StickstoflF (N) u. s. w., ziemlich leicht bestim-
men liess.

Die Absorption des Uranus auf das Sonnenlicht zeigte
sich hauptsächlich in sechs breiten Bändern, von denen
das am wenigsten brechbare einem so lichtschwachen Theile
des Spectrums angehörte, dass sich seine Lage (in der
Figur durch eine puuktirte Linie angedeutet) nur annähernd
abschätzen liess. Die Lage der fünf anderen Bänder vnirde
mehrere Nächte nach einander mikrometrisch ermittelt
Die stärkste Linie entspiuch einer Wellenlänge von unge-
fähr 544 milliontel Millimeter, während das Band bei 572
der Scala fast eben so breit, aber nicht ganz so dunkel er-
schien. Der Streifen, welcher der grössten Brechbarkeit
entsprach, hatte ganz oder doch sehr nahe die Lage der
Linie F; ein Vergleich mit einer GEissLEB'scheu Wasser-
stoftVöhre ergab, dass dieses Absorptionsband mit der grün-
blauen Linie Hß coincidirte.

Die mikrometrischen Messungen von drei Bändern
Hessen vermuthen, dass sie dieselbe Lage hätten wie einige
helle Linien des Luftspectrums; aber ein directer Vergleich
mit dem Spectrum des StickstofiFs zeigte, dass das Absorp-
tionsband von der Wellenlänge 572 milliontel Millimeter
weniger brechbar ist als die nahe dabei liegende doppelte
Linie des Stickstoffs; die beiden Planetenbänder bei 595
und 618 der Scala waren sehr nahe mit hellen Linien des
Luftspectrums coincidirend.

Da das Spectrum des Uranus so überaus lichtschwach
ist, so liess sich ein sicheres Resultat in dieser Beziehung
nicht gewinnen, doch schien es, als ob sämmtliche Streifen

Die Spcctra dts Moadb« und der l'lmiulri

weniger brechbar waren als die Luftlinien.

Ein Vergleicli des Urauiisspectrums

mit dem Spectrum der Kohlensäure führU'

zu dem Resultate, dass die Absurptions-

^^1

händer des erstem diesem Gase nicht

an der Stelle der 0-Linie, nocli der

^^1

Hauptlinieu, welche durch die Erdatmo-

^^1

sphäre iu dem Sonnenspectrum erzeugt
werden, finden sich in dem Spectrum

dieses Planeten Äbsorptionsbänder.

i m

Vogel fasst seine Untersuchungen in

folgender Weise zusammen: ,,Im Spec-

i^^l

trum des Uranus (Fig. 124) ist es in-

folge grosser Schwäche nicht möglich.

FBAüNHOFEa'sdie Linien zu erkennen,

^^1

die Mitte des einen Streifens im Pla-

netenspectrum (S) stimmt jedoch inner-

halb der Grenzen der Genauigkeit der

^^1

Messungen mit der Linie F überein. Es

^^H

sind im Spectrum des Uranus die Wellen-

^^1

längen von fünf Streifen mit einiger

Sicherheit bestimmt worden, nämlich;

^^^H

ß t;]8,0 mill. mm Dunkelst« Stelle eine« breiten,
nai'b den Rath rerwHcbcnen
SIreiftn..

50ii,0 „ , lUitle eise» Hchwachen Streiru-n«.

^^H

r itlSfi „ , DunkeUto SteUe einer breiten,

^^1

bejonilera nach Arm Tiolrll

^^^H

venrnachenen Rande.

^^^^^H

■1 .M2,5 . . Mitte des dunkelsten Strdf.'i,«

^^^^^^H

im Speclmm.
3 \m,l „ , Ukt« liow Stnifenii.

278 Die Spectralftnalyie.

Ferner wurde die Wellenlänge der dunkelsten Stelle
eines im Roth gelegenen Streifens zu 628 milliontel Milli-
meter gefunden, wegen der viel grösseren Schwäche des
Spectrums in dem Theile, wo dieser Streifen liegt, ist
aber diese Angabe von geringer Sicherheit. Dasselbe gilt
für die am andern Ende des Spectrums gelegenen Banden,
für deren Endpunkte (nach dem Violett) die Wellenlängen
. 457 resp. 427 milliontel Millimeter gefunden worden sind.
In dem mittlem Theile des Spectrums konnten noch an
einigen Beobachtungsabenden Streifen gesehen werden,
deren Lage sich aber nicht mit genügender Sicherheit an-
geben Hess.

Unzweifelhaft sind die im üranusspectrum sichtbaren
Banden durch Absorption der Sonnenstrahlen in der
den Planeten umgebenden Atmosphäre entstanden; welche
Steife jedoch eine solche Absorption herbeiführen, lässt
sich nach dem jetzigen Stande der Wissenschaft nicht an-
geben. Es scheint erwähnenswerth, dass eine der Banden
des Uranusspectrums (Wellenlänge 618) mit einer solchen in
den Spectren des Jupiter und Saturn genau zusammenfällt**

Das Spectrum des Neptun^ welches ebenfalls von
P. Secchi untersucht worden ist, zeigt grosse Aehnlichkeit
mit dem des Uranus. Dasselbe fand auch Vogel, der
acht Streifen darin erkannte, von denen die drei dunkel-
sten genauer, wie folgt, bestimmt wurden:

WeUonUnge

5t)5,7 mill. mm Ende eines breiten dunklen Bandes.

540,2 . ^ Mitte des dunkelsten Streifens.

485,8 „ „ Dunkle, etwas verwaschene Linie.

Dritte Abtheiliing.

Anwendung der Spectmlanalyse auf die Fixsterne.

üi

24. Das Spectrum der Fixsterne.

Der Erste, welcher Fixsterne spectroskopisch untersuchte,
war Fraunhofeb, der in seiner wichtigen Abhandlung
(1814 und 1815) übei* die dunklen Linien des Sonnen-
spectrums erwähnt, dass er auch im Spectrum des Su'ius
dunkle Streifen erkannt habe. Später, 1823, theilte er
ähnliche Beobachtungen an den Sternen Gastor, PoUux,
Procyon, Capella und Beteigeuze mit. Hierauf folgte eine
lange Pause von 40 Jahren, denn erst Dünati stellte um
das Jahr 1862 wieder einige, aber unvollkommene Spec-
tralbeobachtungen von Fixsternen an.

Die Ersten, welche mit vervollkommneten Apparaten
und sehr eingehend Fixstemspectra studirten, waren
HuGOiNS, Miller und L. W. Rutherfürd. Sie bestimmten
durch Messungen die Lage zahlreicher dunkler Linien in
den Spectren verschiedener hellerer Sterne und gelangten,
indem sie diese Linien mit den bekannten irdischen
Elementen verglichen, zu wissenschaftlich begründeten
Schlüssen über die Anwesenheit solcher Elemente auf
den untersuchten Fixsternen. Flg. 126 giebt eine sche-
matische Darstellung der Spectra von Aldebaran (« Tauri)

282 Die Spectralanalyse.

und Beteigeuze (a Orionis) nach den Untersuchungen von
HuGGiNS und Miller.

■

Unter dem Spectrum eines jeden Sterns sind die hellen
Linien der Metalle, mit denen man sie verglichen hat,
verzeichnet worden. Diese Spectra der irdischen Stoffe
erscheinen in dem Spectroskope als helle Linien auf
dunklem Grunde in der Lage, wie wir sie in der Fig. 126
erblicken und zwar dicht unter dem Spectrum des Sterns,
so dass man mit grosser Schärfe erkennen kann, ob diese
hellen Linien genau mit den dunklen Linien des Sterns
coincidiren oder nicht.

Das Resultat der Vergleichung der beiden obigen
Sternspectra (Fig, 126) mit den irdischen Stoffen ergiebt
folgende Tabelle:

Irdische Stoffe verglichen mit Aldebaran.

ZusHmmoufallend

1) Wasserstofl' mit den Linien C und F.

2) Natrium mit der Doppellinie D.
8) Magnesium mit der dreifachen Linie 6.
4) Calcium mit vier Linien.
r>) Eisen mit vier Linien und mit E.
ti) Wismuth mit vier Linien.

7) Tellur mit vier Linien.

8) Antimon mit drei Linien.

9) Quecksilber mit vier Linien.

Irdische Stoffe verglichen mit Beteigense.

ZusammenfnUend Nicht suMunmenfaUend

1 ) Natrium mit der Doppellinie U. WasBerstoff 2 Linien vergl.

2) Magnesium mit der dreifachen Linie h. Stickstoff 3 ^ „

3) Calcium mit vier Linien. Zinn ^ n n

4) Eisen mit vier Linien und mit E. Gold ?

5) Wismuth mit vier Linien. Cadmium 3 „ ,
6; Thallium? Süber 2 „ ,

Quecksilber 2 „ „

Barium 2 „ ^

Lithium 1 .

Nicht zuMunmenfillend

Stickstoff

3 Linien vergl.

Kobalt

r »

Zinn

n n

Blei

n n

Cadmium

n n

Barium

n 1»

Lithium

H «•

284 Dio Spectralanalyse.

Die Messung und Einzeichnung der Spectrallinien der
Fixsterne ist, wie leicht begreiflich, eine mühevolle und
sehr subtile Arbeit. Sehr an Sicherheit haben deshalb
die Arbeiten dieser Art gewonnen, nachdem es gelang, die
Spectra direct auf photographischem Wege darzusteUen.
HuciGiNS und Mllleb erhielten schon 1863 eme Photo-
graphie des brechbarsten Theils vom Spectrum des Sirius,
welches jedoch keine dunkle Linien zeigte. F^rst seit dem
Jahre 1876 waren sie im Stande, unter Anwendung eines
18zolligen Reflectors, der mit einem vorzüglichen Uhrwerk
von ÜRUBB versehen war, Spectra vieler hellerer Sterne
zu erhalten, in denen die dunklen Linien deutlich sichtbar
waren. Gleichzeitig konnte auf derselben Platte auch ein
Sonnenspectrum behufs unmittelbarer Vergleichung mit
dem Steriispectrum erzeugt werden. Es bedarf übrigens
keiner Bemerkung, dass nur die Nächte von grösster atme*
sj)hiirischer Klarheit' und Ruhe zu photographisch-spectro-
skopischen Versuchen geeignet sind.

25. Fixstern-Typen.

Ungefähr gleichzeitig mit Hügöins und Miller, die
etwa hundert der glänzenderen Sterne untersuchten, hat
auch RuTHKRFUKD Zahlreiche Sternspectra beobachtet, und
dieser kam zuerst auf die Voi-stellung, dass zwar die ein-
zelnen Spectra vielfach von einander abweichen, dass sich
dieselben aber dennoch in Gruppen oder Typen vereinigen
lassen, von denen er drei unterschied. Inzwischen hatte
P. Secchi, durch die Reinheit des italienischen Himmels
seinen englischen Mitarbeitern gegenüber sehr bevorzugt,
seine Beobachtungen schon im Jahre 1867 auf mehr als
500 P'ixsterne ausgedehnt, zu denen später noch über

Fiistern-Typen.

28S

hmidert andere hmzukamen. Gestützt auf dieses reiche
Mat«n»l unterschied er vier Hnuptkliissen oder Typen, aul'
(iie sieb alle Fissteruspectra zuiücktuhreii lassen.

Den eratfu Typus bildet, der allbekannte Uellglänüende
Fixstern Siriu» (Füj. 126 und Farbentafel VIII, Nr. 1). Diese
Classe umfasat die meisten Sterne, welcbe in imUmm Lichte
strahlen (Sirius, Wega, AJtair, Regulus, Rigel, die des
grossen Bären mtt Ausnahme von « u. s. w.). Alle diese
Sterne, welche man gewöbnlicb weirnie nenut, obgleich sie
in Wirklichkeit schwach blau erscheinen, zeigen em Spee-
trum, wie es in Fi</. 127, Nr. I dargestellt ist. l);isselbe

wird von Strahlen aller sieben Farbengruppen gebildet,
und ist zuweilen von sehr vielen, aber meist sehr feinen,
dagegen stets von vier breiten und sehr dunklen Linien
durchzogen. Von diesen vier Linien steht die eine im
Roth, die andere im Grünblau, die beiden übrigen im Vio-
lett Sämmtliche vier Linien gehören dem Wasserstoff an
und coincidiren mit den vier hellsten Linien (Ha, ß, y. i)).
welche das Spectrum des glühenden irdischen Wasserstoffs,
wie man es vermittels der GeissLERSchen Röhren erhält,
ausmuchen, lu Fi</, 127, Nr. I entspricht die dunkle
Linie C der Linie Ha, F der Linie Jlft. V der Linie Hy
und W der Linie ffä. Ausser diesen breiten cbarak-

Fixstern-Typfii. 287

teristisclien vier Wasserstofflinien erscheint in dem Spec-
tmm der hellsten Sterne dieser Glasse noch eine feine dunkle
Linie im Gelb, welche mit der Natriumlinie D zu coincidiren
scheint, sowie eine Anzahl noch schwächerer Linien im
Crriin, welche dem Eisen und dem Magnesium angehören.

In den kleineren Sternen ist wegen der Lichtschwäche
die Linie C im Roth schwer zu erkennen, dagegen er-
scheint die Linie im Blau oft sehr breit. Alle diese Sterne
haben, wie bereits gesagt, eine schwach blaue Färbung, und
in Uebereinstimmung damit enthalten ihre Spectra wenig
Roth und Gelb, wogegen das Blau und das Violett überwiegt.

Der ztoeite Typus der Fixsterne wird repräsentirt
durch das Spectrum von Arcturua {u Bootis), oder auch
von unserer Sonne. Es gehören hierhin meist (gelbliche
Sterne (Gapella, PoUux, Arcturus, Aldebaran, a im grossen
Bären, Procyon u. s. w.), deren Spectrum vorzugsweise im
Roth und im Blau mit starken dunklen (FKAUNHOFEK'scheu)
Linien durchzogen, im gelben Theile aber fast ganz davon
frei ist Die FBAüNHOFKn'schen Linien im Spectrum der
Sonne {Fig, 127 j Nr. II) geben davon eine Anschauung.

Die hierhin gehörigen Sterne lassen sich nicht gleich
leicht Studiren; die dunklen Linien sind in dem Spectrum
der Gapella und des PoUux äusserst fein, dagegen viel
breiter und leichter zu erkennen im Arcturus fs. Atlas,
Tafel 13) und im Aldebaran. Letzterer Stern kann als
eine Mittelstufe zwischen dem zweiten und dritten Typus
betrachtet werden, während Procyon den Uebergang bililct
vom ersten Typus zum zweiten.

Die dunklen Linien im Spectrum des zweiten Ty])us
stimmen der Lage nach mit den stärkeren Fbaunhofkk-
schen so vollständig überein, dass man sich ihrer, wie
Seocui anfuhrt, zum Vergleiche bei der Untei'suchung

288 Die Spectralanalyse.

anderer Si)ectra und zur Controlirung der Instrumente
bedienen kann. Diese Uebereinstimmung führt ausseixlem
zu dem Schlüsse, dass diese Sterne dieselbe stoffliche Zu-
sammensetzung und sonstige physische Beschaffenheit
haben wie die Sonne. Mehrere unter ihnen scheinen ein
continuirliches Spectrum zu geben; aber es rührt dieses
von der Feinheit ihrer Linien her, die nicht immer deutlich
wahrgenommen werden können. Bei reiner und ruhiger
Luft und unter Anwendung von guten Instrumenten sind
dieselben jedoch stets leicht zu erkennen.

Als dritten Typus, der eine Anzahl von Sternen, be-
sonders solche mit rothem Licht, umfasst, hat Secchi das
Spectrum des Sterns « Orionis imd « Herculis {Fig. 127
und Farbentafel VIII, Nr. 3 und 4) aufgestellt. Die Spectra
solcher Sterne erscheinen wie eine Reihe von Säulen, die
von der Seite beleuchtet werden, imd haben mit diesen
eine walirhaft stereoskopische Aehnlichkeit Sind die
helleren Streifen schmäler als die dunklen, so enthält das
Spectrum das Aussehen von aneinandergereihten Canne-
lirungen. Selbst rothe Sterne bis zur 8. Grösse Hessen
sich mit Secchi's ausgezeichnetem Instrumente spectro-
skopisch untersuchen und zeigten dasselbe Verhalten, wo-
gegen von weissen Sternen dieser Grösse ein Spectrum
nicht mehr zu erhalten war.

Von den grösseren Sternen gehören nur etwa dreissig
zu diesem Typus, darunter « Orionis, « Herculis, ß Pegasi.
0 (Mira) Ceti, Anüires u. a.; rechnet man die der zweiten
Grösse hinzu, so stellt sich ihre Zahl auf höchstens hundert

Secchi hebt als besonders bemerkenswerth für diese
Sterne hervor, dass die stärkeren Linien des Spectrums,
welche die Colonnaden trennen, bei allen Sternen an der-
selben Stelle stehen.

Fixstern-Typen. 289

Die Spectra dieser Sterne erinnern an das Spectriun
der SoDoenflecke, und Secchi ist daher der Meinung,
«lass die Sterne des dritten Typus sich von denen des
zweiten nur durch die Dicke ihrer Dunsthüllen oder
Atmosphären, sowie durch den Mangel an Continuitiit
ihrer Photosphäre unterscheiden; sie hätten demnach
Flecke wie die Sonne, nur von verhältnissmässig viel l)e-
deutenderen Dimensionen.

Der vierte Typus, dessen Sterne die sechste (i rosse
nicht überschreiten, ist im WesentUchen dadurch tharak-
terL<iirt, dass das Spectrum aus drei hellen, durch dunkle
Zwischenräume getrennten Bändern besteht, von denen das
glänzendste im Grün hegt imd meist bestinnnt und stark
ausgebreitet ei-scheint. Das zweite, viel schwächere, oft kaum
sichtbare Band hegt im Blau; das dritte, gelbe, eistreckt
sich bis zum Roth hin und zerfällt in mehrere Ahtheilungen.
Alle diese hellen Bänder haben das Eigenthümliche,
dass ihr Licht in der Richtung nach dem Violett zuninmit
und dann plötzhch abbricht; in der Richtung zum Roth
dagegen nimmt ihre Helligkeit bis zum voUstiüidigen
Schwarz ab.

Die Spectra dieser Art stehen daher im geraden (Jeg(Mi-
satze zu denen des dritten Typus; denn bei den letzteren
sind die säulenartigen Bänder nicht bloss auf gleichem
Itaume des Spectrums doppelt so zahln?ich, sondern es ist
auch das Maximum ihres Lichtes dem Roth, das dunkle
Ende dem Violett zugekehrt. Die grosse Lichtschwäche
der Sterne des vierten Typus verhindert die Anwendung
des Spalts und daher lassen sich die Substanzen, welche
Jas Licht dieser Sterne ausstrahlen, nicht mit Sicherheit
iüigeben; ihre Spectra haben indessen die grösste Aehn-
lichkeit mit dem Kohlenspectrum.

iwAd^fli, Spectralaiulyse. II. It)

290 Die Spectralaiialyse.

In Fig. 127 ^ Nr. IV ist ein Spectrum dieses vierten
Typus (Nr. 152 des Katalogs von Schjellerup) gezeichnet
Secchi hat deren einige dreissig untersucht, von denen
Nr. 41, 78, 132, 152 und 273 des Katalogs von Schjellerup
am schönsten sind. Die Spectra derselben bieten grosse
Verschiedenheiten dar; einige zeigen sogar sehr intensive
helle Linien, wie der genannte rothe Stern im grossen
Bären (Nr. 152 Schj. in Fig. 127, Nr. IV j, welcher deren
zwei hat im Grün und zwei andere im Grünblau.

Eine besondere Ausnahme von den vorgenannten vier
Typen bilden sehr wenige Sterne, die man nach Secchi
zu einem fünften Typus vereinigen kann und die das
directe Spectrum des Wasserstoffs geben. Der bemerkens-
wertheste Stern dieser Art ist y Cassiopeae, dessen Spec-
trum nach den Messungen von Huggins an der Stelle der
dunklen Linien C und F die Linien Ha (roth) und Hß
(grünblau) hell zeigt und eine gelbe Linie enthält, die
wahrscheinlich mit D^ übereinstimmt. Dasselbe gilt von
ß Lyra}, einem veränderlichen Sterne, von i; Argus, in
dessen Spectrum Le Sueur mit dem grossen Melbourner
Teleskop die Linien C, 6, jP, eine gelbe nahe D {D^'t)
und die intensivste Stickstoiflinie hell fand, sowie von y
im Schift* und von temporären Sternen, auf welche wir
später noch zurückkommen.

Eine systematische Durchmustei*uug des Sternhimmels
in spectroskopischer Beziehung hat d'Arrest in Kopen-
hagen mit dem dortigen lichtvollen lOVaZolligen Refractor
ausgeführt. Besonders viele Sterne des dritten Typus wur-
den aufgefunden und es ergab sich, dass dieselben ziemlich
zahlreich und nach allen Richtungen über den Himmel
zerstreut, auch im Allgemeinen von frappanter Aehnlich-
keit unter einandei* sind. Bei den hellen Sternen dieses

Fixstern-Tyi»eii. 291

Typus gelang es d'Akrest unter sehr günstigen Umständen
einigemal die dunklen Absorptionsbänder in Gruppen von
deutlich gesonderten Linien aufzulösen. Diese Linien
wachsen in jeder Gruppe der Reihe nach an Tiefe, Schärfe
und Dunkelheit nach der violetten Seite hin und erzeugen
unter gewöhnlichen Umständen und bei schwächerer Di-
spersion den Eindruck der an einer Seite scharfen, an der
anderen verwaschenen Bande. Vom vierten Typus giebt es
am nördlichen Himmel keinen Stern, der hell genug wäre,
um zu der Hoffnung zu berechtigen, dass eine ähnliche
Beobachtung an ihm gelänge, aber d'Arrest glaubt, dass
der Schluss aus Analogie in diesem Falle keinem Bedenken
unterliege und auch hier die Bänder aus Linien bestehen.

Zu den interessantesten Spectren gehört das des rothen
Sterns achter Grösse in A. R. 12'» 17"^ 50» und D. + P35,2'
(für 1855,0); es erfordert nach d'Arrest's Ausdruck „in
seiner charakteristischen Zerrissenheit ein specielles Stu-
dium'* und ist so hell, dass d' Arrest dasselbe bei Mond-
schein untersuchen konnte. Nur rothe und gelbe Strahlen
zeigen sich darin; im Grün bricht das Licht plötzlich ab
und d'Arrest bezeichnet es als Fragment eines Stern-
spectrums. Von den vielen durch d' Arrest untersuchten
Sternspectren erwähnen wir noch das Spectrum des Sterns
achter Grösse B. D. (Bonner Durchmusterung) + 22®
Nr. 4203; es ist trotz der Schwäche des Sterns auffallend
schön und besonders im Blau und Violett von einer
grossen Zahl scharf markirter Banden durchzogen. Fig. 12H
zeigt dieses Spectrum nach Vogel's Messungen, wobei das
rothe Ende rechts liegt.

Gänzlich abweichend von diesem Spectrum fand Vogel
das Spectrum des Sterns sechster (jrösse B. D. + 2*^ Nr. 4703
(Schjell. Katalog Nr. 273). Während bei den früher be-

19*

2fl2 Di» Spri-iralnnnlysc,

obachteten Sternen die Banden in den S[iectt-e[i alle u&rß
dem Roth verwaschen und nach dem Violett mehr scharf
erschienen, ist hier bei drei Banden das Gegentheil der
Fall. Es ist nach Vooels sorgfältiger Daratellung
Fig. 129 wiedergegeben.

Oas Sjn.'ttrura des Sterns Lnlande 35t>11, der

Fig. 128.

[er

u a I

Schmjdt's Verzeichniss rothgelber Sterne (Astr. Nafi
Nr. 1902) die Nummer 126 führt und den dieser Astronom
als „glühend feuerroth" bezeichnet, fand Vogel von merk-
würdig geringer Ausdehnung. Blau und Violett sind fast
vollständig absorbirt; nur Grün. Uelb und Roth sind {

I J li>UIM

■/.a erkennen, von denen Jedoch die beiden erstgenannte
Karben durch breite, einseitig nach dem Roth scharf i
gegrenzte Absorptionsatreifen in ihrer Ausdehnung i
reducirt sind; im Roth ist eine schwache verschwommei
Bande zu erkennen. Fig. lüO zeigt dieses Siiectruni i
fallH nach Vooel's Darstellung.

Der Stern 5.2. Grösse. B. D. + Ö" Nr. 4997 (Sclyel
Katalog Nr. 2fi6) zeigt em schönes Spectram (Fig.

mit ziirten Banden im Oriiii und ficllt und einer aiilVul-
kndeu dunklen Bande ini Rotli.

Ein sehr prächtiges Haudenspectrum (Fi^. 132) fand

Vogel ferner bei dem Stern 5,3. Grösse, B. D. -|- 7" Nr. 4381.
Die relativen Intensitäten sind in der Zeichnung möglichst

T~TT1

genau wiedergegeben. Die Messung ergab eine Ueberein-
stimmuug mit den Biuiden im Spectrum von u HoiTulis.

IUI II

Seine zahlreichen Spcctralbeobachtungen haben Prof.
Vogel zu einer etwas anderen Cliissificirnng der Fixsterne
geführt, als diejenige Sbcchi'b ist. Er unterscheidet drei
Classen, wobei er die Sterne des SEccm'scheu Typus III
und IV in seiner dritten Clasao vereinigt:

294 Die Spectralanalyse.

Classe I. Hierhin gehören alle Spectra, in welchen die
Metalllinien nur äusserst zart auftreten oder gar nicht zu
erkennen sind und die brechbaren Theile des Spectrums,
Blau und Violett, durch ihre Intensität besonders auffallen.

a) Spectra, in denen ausser den sehr schwachen Metall-
linien die Wasserstoft'linien sichtbar sind und sich
durch ihre Breite und Intensität auszeichnen (hierher
gehören die meisten weissen Sterne, Sirius, Wega).

b) Spectra, in denen entweder einzelne Metalllinien nur
ganz schwach angedeutet oder gar nicht zu erkennen
sind und die Wasserstofflinien fehlen (ß^ y, <J, t Orionis).

c) Spectra, in denen die Wasserstofflinien hell erschei-
nen und ausser diesen Linien noch die Linie D^y
ebenfalls hell, sichtbar ist (bis jetzt ist nur ß Lyr»
und y Cassiopej« bekannt).

Classe II. Spectia, in denen die Metalllinien sehr
deutlich auftreten. Die biechbareren Theile des Spectmms
sind im Vergleich zur vorigen Classe matt, in den weniger
brechbaren Theilen treten zuweilen schwache Banden auf.
aj Spectra, mit sehr zahlreichen Metalllinien, die bc-
soiuleis im Gelb und Grün durch ihre Intensität
leicht erkenntlich werden. Die Wasserstofflinien sind
meist kräftig, aber nie so auffallend verbreitert als
bei Classe I, a, in einigen Sternen sind dieselben
jedoch schwach und bei solchen sind dann gewöhn-
lich in den weniger brechbaren Theilen durch zahl-
reiche dichtstehende Linien entstandene schwache
Banden zu erkennen (Capella, Arctur, Aldebaran).
Zu diesem Typus gehört u. a. der Doppelstem ß Cygni,
wovon der eine bläulich, der andere orangefarben
erscheint. Fig, 133 zeigt die Spectra beider Sterne:
das obere ist dasjenige des blauen Begleiters, das

untere dasjenige des uraiigtirarbeiieu HiiiiptHteins. Üei
letztem) bemerkt mau die dunklen Linien viel inten-
siver und dichter an einander gedi'ängt im blauen
und violetten Tlieile des Spectrums. Die Orangefarbe
ist verhältnissmiissig weniger von diesen Streifen
durchzogen und daher vorherrschend. Für den bläu-
lichen Begleiter finden sich die Uruppen der stäi-ksteu
dunklen Streifen im Gelb, im Orange und theUweise
im Roth; es ist daher gunit natürlich, daas in dem
Lichte dieses Sterus die blaue Farbe vorherrscht.

(■■lg Ki;),

h| Spectra, in denen ausser dunklen Linien und eiu-
?;elnen schwaeben Bunden mehrere helle Linien auf-
treten (T Corona», auch sind hierzu höchst wahr-
scheinlich die von Wou und Rayet beobachteten
Sterne im Schwan, sowie der veränderliche ß Ge-
minonim zu rechnen, obgleich wegen der Licht-
schwäche dieser letztgenannten Steine wohl einzelm,
dunkle Banden im Roth und Gelb beobachtet wurden
dunkle Linien jedoch nur vermuthet werden konnten)
Ciasso m. Spectra, in denen ausser dunklen Liniei
loch zahlreiche dunkle Bauden in allen Theilen des Spec-

1
J

8H Die KpfrtraUnBlyee. ^^^H

Iriinis auftreten und die lirechbareren Tlieile de^ ^pfil
tniius Huffalleud scbwaoh sind. 1
&) Ausser danklen Linien sind in den Spectren Banden
/.» erkennen, von denen die auffallendsten nach dem
Violett dunkel und scharf begrenzt, nach dem Roth
matt und verwaschen erscheinen (a Herculis. a Orioiäj
(t Pegasi). Fig. ISJ zeigt das Spectnini des HaiqJ
Sterns von « Herculis. J
b) Spectra, in denen dunkle, sehr breite Banden zu er-
kennen Sinti tind die lntensität«Kunahine entgegen-
gesetzt ist iü derjenigen der vurliergehenden Unter-

t'ig. VM

ablheüung. Die am stärksten hervortretenden hud
den Bind nach dem Roth schiirf begrenat und «
dunkelsten, nach dem Violett dagegen erblassen m
HllinUhhcti. (Bis jetzt sind nur seb^Mcheifi Sterai
di.-ser Art bekannt: Schjell. Kat, rother Stero^
Nr. 78, 152, 273 u. a. m.)

26. Huggins" photographische Sjiectpa der ■
Fixsterne. 1

Es ist bereits oben gesagt worden, dass schon ISfii
HüOöi»» und Mn.LBa mit Hülfe eines durch ein feine»;
Uhrwerk getriebenen Teleskops mit gutem Erfolge phot^

i -^

Iln^fifins' photog;raphische Spectrn der Fixst«Tne. 207

graphische Spectra einiger Sterne erhalten haben. Neuer-
dings (1879j hat HuGGiNS diese Arbeiten wieder aufge-
nommen und mit feineren Instrumenten und empfindlicheren
photographischen Hülfsmitteln eine Reihe von Sternspectren
pbotographisch dargestellt und abgebildet. Er bediente
sich dazu eines Teleskops von 18 Zoll Spiegeldurchmesser
und eines sehr vervollkommneten Uhrwerks.

Das dazu construirte Spectroskop war folgendermassen
eingerichtet (Fig, 135). Das Prisma e von isländischem
Kalkspath hat einen Winkel von 60® und wurde im Mini-
mum der Ablenkung für die Linie // festgestellt. Die
Linsen c und d waren von Quarz. Die Linse des CoUi-
mators c hatte IVa Zoll Durchmesser und 10 Zoll Brenn-
weite; die Linse d hinter dem Prisma, zum Zwecke auf
der Platte / ein photographisches Bild des Spectrunis zu
erzeugen, hatte denselben Durchmesser, aber 6* ^ Zoll Brenn-
weite; Prisma und Linsen waren von A. Hilgek (London)
mit besonderer Sorgfalt angefertigt worden. Das Colli-
matorrohr hat vom die Spaltvorrichtung a und ein Rohr i,
welches parallel zu der Achse des CoUimators auf letzterm
befestigt ist und dazu dient, vermittels des Teleskopoculars
und einer auf der Grundplatte sitzenden Schraube h die
Mittelpunkte der Linsen c imd d genau in die Achse des
Teleskops einzustellen.

Die Spaltplatte l aus polirtem Silber liatte zwei
Klappen, welche durch die Knöpfe i und k nacli Belieben
geöffnet und geschlossen werden konnten; jede Klappe
wirkte schliessend oder öffnend auf die Hälfte der Spalt-
höhe und gestattete, entweder das Spectruni des Sterns
allein, oder gleichzeitig oder später das Spectrum des
Tageslichtes oder einer anderen Li(^ht(iuelle auf dei^clben
photographischeu Phitte / darzustellen.

298

Die Spectralanalyse.

I)i«^ photographischen Platten (Gelatine-Trockenplattenj
waren 1^ ^ Zoll lang und ^/^ Zoll hoch, die Länge des
pliotographischen Spectrunis erstreckt sich zwischen den
Linien G und F im Ultraviolett über etwa einen halben
Zoll. Die Schärfe der erhaltenen Photographien ist so
gross, dass man sie ungeachtet ihrer geringen Grösse mit
einem Mikroskop von schwacher Vergrösserung mit Erfolg
untersuchen kann. Etwa vierzehn Linien lassen sich zwi-

Fig. lob.

Hui^ginA' SjM'rtmskop zur Photoprapliit' der Storniipt'rtra.

sehen H und A' unterscheiden. Die Grundplatte des Spec-
troskops war an ihren Rändern g falzenförmig abgeschliffen
und konnte damit in entsi)rechenden Nuten in das Teleskop
unverrückbar fest eingeschlossen werden.

Die Fiff. 13h' zeigt dieses Spiegelteleskop nach Ein-
setzung dos Spc('troskop8 ac. Auf dem Boden des Tele-
skoprohres sitzt d(»r lözollige Spiegel b. An die Stelle des
in seinem Mittelpunkte befindlichen Oculars ist ein kleines
(jALiLÄfsches Fernrohr angebracht, durch welches man alle
Kinzelheitcn des eingetügteu Spectroskops und namentlich

Huagius" pholoj-niphimlie Speilrn clsr Fix^l.Tne. 299

desson Spaltplattec genau übersehen kauii. Mit Hülfe eines
kleinen, seitlich vom Teleskoprohre befestigten drehbaren
Spivgelchens d läset eich die Spaltpl&tte c durch gelbes
Licht beleuchten und das punktförmige Bild eines Sterns

genau in die SpulUitfnung bringen.

Die Messungen der Linien auf den Photographien
wurden durch ein an einem geeigneten Mikroskope be-
festigten Mikj-oiueler iiusgetubrl und die Uniwaudiuug der

gemessenen Positionen in Wellenlungen gesehali durch ein
gmphisches Verfuhren, wobei die Karte des ultravioletten
Theiles des Sonaenspectrinns von Cobnu und Mabcabt zu
Grunde gelegt wurde.

I'ie hauptsächlichsten Resultate von Huuqins sind auf
einer Tafel wiedergegeben, welche im .\tlas, Tafel 13, re-
producirt ist. Zum Vergleich ist oben und unten das
normale Sonnenspectruiu von Coknxt in der Ausdehnung
von G bis 0 im Ultraviolett beigefügt. Die sechs ersten

aiN) Die SpectnlanalvM.

Spectra gehören weissen Sternen an, die im Wesentlichen
einen einzigen Spectraltypus bilden. Es sind dies die
Sterne Wega, Sirius, ij im grossen Bären, a der Jungfrau,
a des Adlers und a des Schwans. Das typische Spectrum
besteht hier aus zwölf sehr starken, an den Rändern ver-
waschenen Linien; die beiden am wenigsten brechbaren
fallen mit den Wasserstofflinien von 4340 und 4101 zehn-
milliontel Millimeter Wellenlänge, die dritte Linie mit H
des Sonnenspectrums zusammen; die starke Linie K (H^
des Sonnenspectrums ist nur durch eine feine Linie reprä-
sentirt, ja sie scheint sogar im Sirius und bei 17 im grossen
Bären ganz zu fehlen. Hugoins bemerkt, dass die rela-
tiven Stellungen dieser zwölf Linien in gewissem Sinne
symmetrisch sind, indem jedes Paar Linien näher zu ein-
ander ist in dem Masse, als sie brechbarer sind. Nach den
Untersuchungen von Dr. H. C. Vogel sind vier dieser Linien
höchst wahrscheinlich dem Spectrum des Wasserstoffs ange-
hörig und haben in zehnmilliontel Millimeter die Wellen-

längen :

nach H. i\ V

o;?cl

naoh Hn^irins

.SiHiS

3968 U

3887

3887,5 a

'^»M

3834 ß

:l70r)

3795 ;'

llrociiNS hat die neun starken Linien, die brechbarer
sind als //, mit den Buchstaben des griechischen Alphabets
bezeichnet. Es sind folgende:

WellenlÄnifc

Wellenlänge

WeUenllüige

zehnmilliontel uim

zehnmilliontel mm

lehnmilliontel mm

n 3887,:>

J 3707,5

j? 3717,5

ß :^S4

e 3745,5

d' 3707,5

V :;71>5

s 3730

i 3699

In den Photographien der typischen Sterne ersti-eckt
sich ein continuirliches Spectrum bis über die Linie S hin-

Hnggins* photographische Spectra der Fixsterne. SOI

aus, aber jenseits der zwölften Linie von 3699 zehnniilliontel
Millimeter Wellenlänge ist keine andere sichtbar. In dem
Masse, als sich die Sterne dem Typus der Sonne nähern,
werden die mehrfach genannten zwölf typischen Linien
schmäler und erscheinen an den Rändern weniger ver-
waschen. Endlich stellen sich noch andere Linien ein, und
diejenige, welche die Stelle von K des Sonnenspectrums
einninunt, wird breit und verschwommen.

Das Specti-um der Wega zeigt die oben erwähnten
zwölf Linien, ausserdem vermuthet Huggins noch eine
sehr feine Linie zwischen H und A'. Das continuirliche
Spectrum erstreckt sich bis S im Ultraviolett.

Das Spectrum des Sirius ist sehr ähnlich demjenigen
der Wega, die typischen Linien desselben sind jedoch
etwas breiter und an den Iländeru mehr verwaschen.
Huggins hat darin folgende Wellenlängen bestimmt:

zehnmilliontvl inni

zehnmilliontel mm

// mo

a 3887,5

h 4101

ß :^S4

//, :^i><;8

y :U95

S t^7t)7,r)

Das Spectrum des Sterns rj im gi'ossen Bären ist
ebenfalls demjenigen der Wega sehr ähnlich, doch zeigt
es die erste Andeutung von feinen Linien im photo-
graphischen Theile. Das continuirliche Spectrum erstreckt
sich bis zu S. Folgende» Linien wurden gemessen;

WellenUuge

Wellenlänge

zehnmilliontel mm

H VMO

//, 3068

8 3707,5

4087,:»

n 1:^887,5

£ 3745,5

4l37,r,

ß '^s^i

: 3730

h 4101

:*»82n

T^ 3717,5

4121

r 37yö

0- 3707.5

302 . Die Spectralanalyse.

Das Spectriun von « der Jungfrau zeigt die zwölf
typischen Linien bereits ziemlich schmal und begrenzt an
den Rändern; gleichzeitig erscheint schon eine grössere
Anzahl von feinen dunklen Linien. In der Position von
A' ist wahrscheinlich eine sehr feine Linie vorhanden.
Folgende Linien wurdi^n gemessen:

WclicnläiiKt*
/ehnniillionti'l inm

zehnmilliontel

iniu

Wrllenllugc
zehnmüliontel mm

li:i7,:>
1120

//, 3044.5
A' 31): U», '

:;<»2u

walirbchcinlii'h
vorliAndeu

3767,5
3745,5
373U

h 4H»1

a :^87,.T

3717,5

4004,:»

381<i,l

y zwoifi'Uiuft

(

//, :t!w;s

V 37iC»

Im S[»ectrum von « im Adler sind sämmtUche Linien
schmaler und besser begrenzt an den Rändern als im
Spectrum der Wega, auch zeigen sich neben den typischen
Linien zahlreiche andere, so dass das Spectrum sich im
Allgemeinen bereits beträchtlich demjenigen des Sonnen-
typus nähert. Die Linie K ei'scheint stark, jedoch noch
schwächer als 7/. Folgende Linien, in zehnmilliontel Milli-
meter, wurden ihrer Wellenlänge nach in diesem Spectrum
bestimmt :

// 42:U)

KMjO (

:*»8ü2,5

^ 37Ü7,5

* 3608

4172.5

3<»97 (

:^54

3757,5

3690

4131 1

//,

:i9t;8

38:^1

E 3745,5

3677,5

4120}

3<»33

38U»

; 3730

3656

/. 4101

3015

:^07,5

ri 3717,5

3654

1072

: »887,5

3795

^ 3707,5

3637,5

4n22,:.

Das Spoctrum von « Cygni gleicht noch mehr dem-
jenigen des Sonnentypus als die bisher genannten. Hugüixs
hat folgende Lhiien gemessen:

Hugfi^ins' photo^raphisrhe Spectra der Fixsterne. 308

Welleiüiliigo WelIenlftnK<i Wellenlänge Wellenlänge

zehnmilliontel mm zehnmilliontcl mm zchnmilliontel mm zchnmilliontel mm

H 4340 a 3887,5 y 3795 e 3745,5

k 4101 ;Wü2,5 cV 3767,5 ^ 3730

A/, 3i>08 ff :583.1 3757,5 i? 3717,5

A' 3933

Das Spectrum des Arctnnis ist ziemlich von dem-
jenigen der vorhergenaimten Sterne verschieden und gehört
in die Classe derjenigen Spectra, welche mit dem Sonnen-
spectrum übereinstimmen. Die Linie A" ist sehr breit und
verwaschen, und zwar mehr als die Linie H; auch tintt
sie mehr hervor als die entsprechende Linie im Sonnen-
spectrum. Das ganze photographisc;he Spectrum erscheint
durchzogen von Linien, welche denjenigen im Sonnen-
spectrum ähnlich sind; 21 der stärkeren sind gemessen
und in die Tafel eingetragen worden ; einige davon stinmien
in ihrer Lage mit Linien des Sonnenspectrums überein.
HuGoiNs giebt folgendes Verzeichniss der Wellenlänge der
gemessenen Linien in zchnmilliontel Millimeter:

wf i.Jii) wie im

"i '*<*-*^ Sonnenspectrum

4325 I zweifelloB
4:W,5| »1»« Gruppe a

4289

4271

4252,5

4237,5

4227,5

4214

42U1

4195

418.5

417(>

4170

4i'>0 y walirselieinlirli
4141 ( eine Liniengruppe

4132,5

//,

4112

« :^7t>

3755

4099

3859

3745,5

4075

;^56

3732,5

40G4

3^50

37:30

4055

:^38

3717,5

4045

3835

.9'

3705,5

4043

3832,5

3702,5

4040

3822,5

3690

3995

•>815

3682,5

3980

3814,5

3672.5

fft

3968

3810

3662,5

ff,

3933

3805

3657.5

:i92o

:*w98

364 1

3905

y 3795

3637,5

3900

3789

3625

:W87,5

3775

3610

3881

3762,5

3602,5

304

Di«» Sp«»ctralanaly8e.

.^ 3592,5 .

.^ 3551 d- 3504,5

^ 3475

3585

3515 3487

:M67

3575

3507,5 :U82

:i457

:Vi6<)

•121»H.5

I22»J

4145

4099

1311)

1252

4171

4132

4075

Ili:(i(;iNS hat auch noch Photographien des Sterns
I^igel erhalten. In demselben sind alle typischen Linien
sichtbar, dieselben erscheinen breiter als im Spectrum von
« im Schwan, aber nicht so breit wie im Spectrum von
« der Jungfiau. Photographien des Spectrums von Betei-
geuze waren selir schwierig zu erhalten, denn eine viermal
längere Exposition, als für den Sirius nothwendig ist, ergab
nur ein ziemlich eng begrenztes Spectrum; dasselbe war
am deutlichsten in der Nähe von G. Huggins giebt fol-
gende Wellenlängen der stärksten Linien in demselben
zwischen (r und //;

4025

AI (lehn ran erfordert zum Photographiren des Spectrunis
ebenfalls eine sehr lange Exposition. Der Theil zwischen
F und H zeigt sich auf der von Huggins erhaltenen Photo-
giapbie mit feinen Linien bedeckt, von denen diejenigen
zwischen G und // sehr breit, stark und an den Rändern
verwaschen eischeinen. Das Spectrum der CapeJJa zeigt
sich in der photographischen Aufnahme von der Linie F
bis zur Linie iS, es gleicht so sehr dem Sonnenspectrum,
dass man es nn't diesem verwechseln könnte. Die Linien
Gy H und Ä' haben fast dieselbe relative Intensität und
Breite wie im Sonnenspectrum, auch mehrere Linieügruppen
bei // des Sonnenspectrums. Hieraus, bemerkt Huggins,
kann man schliessen, dass dieser Stern sich in einem Ent-
wickelungsstadium befindet, welches mit demjenigen unserer
Sonne sehr nahe übereinstimmt.

\>räiulfrlirhe Sterne. IV>5

Ungefähr gleichzeitig mit Hüggins hat sich auch
Henry Dbapeb mit der Photographie der Sternspectra
beschäftigt. Nach seiner Ansicht lassen sich diese Spectra
in zwei Gruppen theilen, nämlich solche, welche dem
Sonnenspectrum sehr ähnlich sind, und solche, in denen
verhältnissmässig nur wenig Linien, aber von grosser
Breite und Intensität, vorhanden sind. Drater stimmt mit
Hüggins darin überein, dass die photographischen Spectra
des Arcturus und der Capella keine wesentlichen Unter-
schiede vom Sonnenspectrum zeigen, dass aber die Spectra
von Wega und o im Adler davon total verschieden sind.
Derselbe hat indessen die von ihm erhaltenen Photo-
graphien noch nicht publicirt

27. Veränderliche Sterne.

Unter den F^ixsternen giebt es mehrere, die von Zeit
zu Zeit ihren Glanz und ihre Helligkeit im Vergleiche zu
den benachbarten Sternen ändern, die an Licht zu- oder
abnehmen und sogar bis zur völligen Unsichtbarkeit her-
absinken. Die Periode der Veränderhchkeit ist die Zeit,
welche zwischen zwei aufeinander folgenden grössten (oder
geringsten) Helligkeiten verfliesst.

Unter den Veränderlichen bietet Mira Ceti (der
Wunderbare Stern im Walfische) besonders Interesse, weil
er im Maximum seiner Helligkeit den (ilanz eines Sterns
zweiter Grösse erreicht, im Minimum aber bis zu neunter
oder zehnter Grösse herabsinkt. Nicht minder interessant ist
ß Per sei. Im (jlanze eines Sterns zweiter bis dritter Grösse
strahlt er 2 Tage 13'. 2 Stunden, dann sinkt er in «SVg Stun-
den bis zur vierten Grösse herab; nimmt hierauf wieder zu
und in weiteren 3' a Stunden erreicht er wiedei* seinen ersten

Sfhellm, Spectralanaly»e. II. 20

IWß Di» Spectni]ar»ly«e.

Glanz. Alle diese Veränderungen gehen in regelmaBsiger
Wiedeikc'hr in weniger als drei Tagen vor sich, wobei
der Stern stets für das unbewaffnet« Auge sichtbar bleibt
Die Ursache der Veränderlichkeit dieser Fixsterne ist
noch keineswegs ergründet, sie mag auch im Einzelnen
sehr verschieden sein. Bei denjenigen Sternen, die wie
[t Peraei nur einen auf wenige Stunden beschränkten
Lichtwi'chsel zeigen, ist die Helligkeitsabnahme wahr-
scheinlich dem Voriibei^nge
'''■ '"■ eines dunklen Planeten vor

^^g0^^^^^ jenen Fixsternen zuzuschreiben,

^^^- .1^^^^ indem der dunkle Planet einen
J^^K ^^^^^^^ Theil vom Lichte des Sterns,
^^^W ,' ^^^^ ''•'■ '^'^'" Anblick von der Erde
^^|Hfc • -j aus, auffängt Bei andern Ver-

^^^^^B^<) ^^^_^ ändcrlicheu kann man mit

^^^H^^ ^ Zöllner eine Rotation um die

^^■S**"^^ \i/' ^m Axe und partielle Bedeckung

^^t ■ yjp^^ ^^^ leuchtenden Oberfläche mit

s dunklon Abkühlungsproducten,

Dir v,riiii.icriU'hk.-it diu'» st.Ti., vergleichbar den Schlacken,
annobnien, wobei diese dunklen
Scblack)>[iniasscn sieb in ganz bestimmten Anordnungen
ablagern und dadurch auf der DberHiicbe dej, Sterns eine
uiiglc-ich(t Vertbcihing von feurig- 11 iissigei' latrkteHder imd
iiirlit lpnclitender Seh lack enniaterie her\orbringeu. Wenn
diese Vcrtbeilung eine ungefähre Gestalt hätte, wie Zöllner
sie (Fi^i. 137) gezeiclmet hat, so dass die weiss gezeichnete
leiiclitende flüssige Masse in der Richtung der Pfeile a b,
der Rotutioii dos Steins um seine Achse entgegen, nach
Art der' Polarströmo auf unserer Erde sich bewegt und
gegen die dunkle Schlackenmasse festgestaut hätte, so

Veränderliche Sterne. 807

würde der Wechsel in der Helligkeit des Lichtes, welches
von diesem Sterne zu uns kommt, sowie die Periodicität
desselben während seiner Achsendrehung sich wenigstens
für manche Fälle erklären lassen.

Diesen verschiedenen Ansichten gegenüber ist es lehr-
reich zu erfahren, welche Aufschlüsse die bis jetzt er-
langten Resultate der Spectralanalyse gegeben haben.

Secchi, HucHiiNS und Miller haben sich mit Unter-
suchungen dieser Art mehrfach beschäftigt und die Letz-
teren haben gefunden, dass in dem Spectrum von Betei-
geuze (a Orionis), Fig. 125^ im Februar 1866, wo der
Stern im Maximum seiner Helligkeit war, die Gruppe von
dunklen Streifen fehlte, deren genauere Lage von ihnen
zwei Jahre vorher mit der grössten Sorgfalt bestimmt
worden war (in der Fig. 125 bei Nr. 1069,5 der Scala
durch eine starke Linie begrenzt).

Auch Secchi hat an einer dunklen Linie desselben
Sterns während seines Helligkeitswechsels Veränderungen
wahrgenommen. Er glaubte ausserdem gefunden zu haben,
dass das dem Kerne eines Sonnenttecks zugehörige Spec-
trum mit dem Spectrum mehrerer rother Sterne, nament-
lich des a Orionis, Antares, Aldebaran, o im Walfisch u. s. w.
eine grosse Aehnlichkeit hat. Eine Reihe von dunklen
Banden und Streifen, wie sie in dem unter Fig, 125 (2)
abgebildeten Spectrum von a Orionis eingezeichnet sind,
zeigen sich gleichmässig in dem Spectrum der Sonnenflecke
wie in den Spectren der genannten rothen Sterne, was zu
der Vermuthung führt, dass die rothe Farbe dieser Sterne
aus derselben Ursache herrührt, welche die Absorptions-
streifen in dem Spectrum der Sonnenflecke erzeugt. Von
anderen Veränderlichen ist R Geminorum hervorzuheben,
in dessen Spectrum Secchi zur Zeit des Maximums eine

20*

:K>« Di«» Spectralanalyw.

hpüe Wasserstofiflinie beobachtete, ebenso bei dem Ver-
änderlichen ß Lyrae. Der Veränderliche ß Persei, der sei-
nem Spectrum zufolge zum ersten Typus gehört, zeigt nicht
die geringste Veränderung seines Spectrums zur Zeit des
kleinsten Lichtes, und Secchi und Vogel neigen daher
zu der Ansicht, dass bei diesem Fixstern periodisch ein
dunkler Körper in die Gesichtslinie zur Erde tritt und die
Lichtabnahme hervorruft.

Vogel hat ebenfalls die Spectren mehrerer Veränder-
licher untersucht Er findet bei R Lyr» ein sehr
schönes Spectrum, das demjenigen von « Herculis gleicht
(Fig, 138), Das Spectrum von R Leporis Hess am 11. De-

Fig. i:W.

Spprtrum <1p» Veränderlichen R Lyric. nach Voifel.

cember 1873, als der Stern dem Maximum seines Glanzes
niihe war, im Gelb und Grün je eine breite Bande er-
kennen; die brechbareren Theile waren sehr stark ab-
sorbirt, Roth und Gelb dagegen ziemlich intensiv.

Hei K Geminorum fand Vogel übereinstimmend mit
Seccht hello Linien, doch war deren Erscheinen nicht ledig-
lich auf die Zeit des Maximums beschränkt, „so dass dem-
nach nicht anzunehmen ist, dass die Zunahme der Helligkeit
des Sterns eine Folge von Ausbriichen derjenigen Gase ist,
welchen die hellen Linien im Spectrum angehören." Uebri-
jrens sind es nach Vogel weder die Wassei'stoft- noch
die /)-Linien, welche in diesem Spectrum hell erscheinen.
Die hellen Linien im Spectrum von ß Lyr» sind ihrer
Lage nach von Vogel genau bestimmt worden; die Wellen-

Veränderliche Sterne. 309

laugen sind resp. 587,5, 485,9, 434,0. Die erste Linie
ist etwas brechbarer als D und fällt mit einer, zuerst in
den Protuberanzen aufgefundenen Linie (D^ zusammen,
die beiden anderen gehören dem Wasserstoff an. Ausser
diesen Linien wurden noch einige schwächere vermuthet.
Eine davon liegt zwischen D und C, die anderen sind
wahrscheinlich mit den Linien b (Magnesium) des Sonnen -
spectrums zusammenfallend. Die hellen Linien im Spectrum
von ß Lyrae scheinen sonach mit den Linien der Chromo-
sphäre unserer Sonne überehizustimmeu. AelmUches gilt
für den Stern y Cassiopejse. Wolf und Rayet haben
zuerst auf drei schwache Sterne im Schwan aufinerksam
gemacht, deren Spectren ebenfalls helle Linien aufweisen.
In der That fand Vogel, dass bei diesen Sternen sich
die hellen Linien ganz ungewöhnlich glänzend von dem
schwachen continuirlichen Spectrum abheben. Mittels seines
oben (§ 21) beschriebenen Spectralapparates konnte Vogel
jene Spectren genauer untersuchen und die Lage der
Linien genähert bestimmen.

Im Spectrum des ersten Sterns 8,5. Grösse B. D. -{-
35« Nr. 4001 (A. R. 20^ 5™ 31' D. + 35« 49,5' für 1875)
sah Vogel vier helle Linien (579,5 sehr schwach, 567,5 nur
zeitweise sichtbar, 536 sehr hell, 468 sehr hell und breit
gegen Violett verwaschen). Im Spectrum des zweiten Sterns,
8,0. Grösse B. D. + 35» Nr. 4013 (A. R. '20^ 7»" 12»
D. 4" ^^^ 49,6') sind die vier hellen Linien am leichtesten
zu erkennen, aber die Intensitätsverhältnisse derselben
g^en einander sind andere als bei dem vorhergehenden
Sterne. Eine auffallend dunkle Bande reicht von 565 bis
554 milUontel Millimeter W.-L. Beim dritten Sterne, achter
Grösse B. D. + 35« Nr. 3956 (A. R. 20»» 9'" 5P D. + 35«
16,8') erscheinen wiederum die vier hellen Linien und das

310 Die Spectralanalyse.

Spectrum scheint nach dem rothen Ende durch die erste
helle Linie begrenzt zu sein. Die Spectra der drei Sterne
zeigen eine völlige Uebereinstimmung in der Lage der
hellen Linien, aber Unterschiede in den Intensitätsverhält-
nisseii derselben. Die Farben dieser Sterne lassen sich
schwer feststellen; nach Vogel würden die beiden ersten
gelblich, der dritte weissUch gelb sein; ob sie zu den
Veränderlichen gehören, muss durch weitere Beobach-
tungen festgestellt werden.

28. Neue oder temporäre Sterne.

Zu den veränderlichen Sternen können auch jene ge-
rechnet werden, welche von Zeit zu Zeit, aber immer nur
in sehr langen Intervallen, plötzlich am Himmel au£flam-
men, dann aber in mehr oder weniger langer Zeit wieder
verschwinden, und die durch die Seltenheit ihrer Er-
scheinung, wie durch die gewaltige Revolution im Welten-
raume, die sie ankündigen, immer das grösste Interesse
und diis allgemeinste Erstaunen erregen. Nach einer Zu-
sammenstellung von A. V. Humboldt lassen sich seit 134
V. Chr. bis 1848 ii. Chr., also in einem Zeiträume von
ungefähr 2000 Jahren, nur 21 solche Ereignisse ver-
zeichnen, von denen die berühmtesten sind der Stern in
der Cassiojjeja von Tycho Brahe (1572), der an Glanz
den Sirius und den Jupiter übertraf und mit Venus ver-
glichen werden konnte, aber nach siebenzehn Monaten für
das blosse Auge spurlos verschwand;* sowie der von
Kp:pler (1604) am rechten Fusse des Schlangenträgers
(Ophiuchus) beobachtete Stern, der an Glanz ebenfalls

* Das Fernrohr wurde erst 87 Jahre Kpäter erfanden.

Neue oder temporäre Sterne. 811

den Jupiter, nicht aber die Venus übertraf und nach
fünfzehn Monaten nur noch mit dem Teleskope beobachtet
werden konnte. Eine charakteristische Eigenthümlichkeit
dieser temporären Sterne ist die, dass sie meist sehr rasch
an Lichtstärke gewinnen, aber langsam und unregelmässig
abnehmen.

Es hat sich glücklich getroffen, dass einige dieser
räthselhaften Ereignisse in der neuesten Zeit eingetreten
sind, wo die Spectralanalyse in ihrer Anwendung auf den
gestirnten Himmel schon einen hohen Grad der Aus-
bildung erlangt hat. In der Nacht vom 12. Mai 1866
bemerkte John Birmingham in Tuam (Irland) einen neuen,
sehr glänzenden Stern, heller als die Sterne zweiter Grösse,
in dem Sternbilde der nördlichen Krone. In der folgenden
Nacht wurde derselbe auch von Courbebaisse in Roche-
fort und einige Stunden vorher von Julius Schmidt in
Athen beobachtet, der ausdrücklich erklärt, dass in der
Nacht des 12. Mai der neue Stern nicht vor 11 Uhr
sichtbar gewesen sein könne, weil er nach R in der
Krone gesehen habe, folglich der neue Stern, wenn be-
reits sichtbar, jedenfalls seine Aufmerksamkeit erregt haben
müsse. In derselben Nacht des 13. Mai nahm die Hellig-
keit zusehends ab und am 16. Mai war der Stern nur
noch von der vierten Grösse. Seine Abnahme erfolgte
nun ziemlich schnell; am 17. Mai war er von der 4/J.,
am 18. Mai von der 5,3., am 19. Mai von der 5,7., am
20. Mai von der 6,2. Grösse und am Ende des Monates
war er fast bis auf die neunte Grösse herabgesunken.

Daas der Stern nicht neu war, zeigte Akoelandeu's
„Durchmusterung des nördlichen Himmels", woselbst er
sich unter Nr. 2765 in -}-25 Grad Declination verzeichnet
findet. Ahgelandeb hat denselben am 18. Mai 1855 und

812 Sp<-<'Ir.1iiDÜ;se. ^^^|

um 31. März 1856 beobachtet uud seiue Licbtstärke beitJ
mal gleich gross, nämHeh von der neunten bis zehnbi
GröBse gefunden.

Der erste Bfobachter. BiaMiNöHAM, benachrichtigte
am U. Mai Huugims von seiner Entdeckung, und so
wurde letzterer in den Stand gesetzt, von dem lö. M
an in Gemeinschaft mit Miixer das Spectrum die«
Sterns zu untersuchen, als er noch nicht viel unter i

Untersuchungen war folgendes:

Das Spectruui des Sterns wnr sehr uierkwürdig n

fiE. lao,

SphrtiFii,, .Ifi KmporifPn Sltrs.. T Cm*oib bor«liB. ilS. Mai ie«6.j

gab deutlich zu erkennen, dase sein Licht zusammengesetz
war und aus zwei verschiedenen Quellen stammte, d«^p
jede für sich ein besonderes Sptcti'um gab. Das Gesamml
spectrum, Fig. 139, zeigte sich nänihch aus zwei von ei
ander unabhängigen und sich überdeckenden Specti-en «
sammeugesetzt; man erkennt darin zunächst ein continii
liebes, von dunklen Linien durchzogenes Spectrum, wia
die Sonne und die übrigen Sterne liefern; ausserdem aU
ist noch ein zweites, aus vier fwllen Linien bestehend
Spectrum vorhanden, die sich wegen ihrer Breite n
Helligkeit auf dem duDkt«n Hinlergrunde des erstem Sp«
trums deutlich abzeichnen.

Das von dunklen Linien durchzogene HauptspectD

1 ä

1
1

Neue oder temporäre Sterne. B13

bekundet das Vorhandensein einer Photosphäre von weißs-
glühender, höchst wahrscheinlich fester oder flüssiger Ma-
terie, welche von einer Atmosphäre kälterer und durch
Absorption die dunklen Linien hervorrufender Dämpfe um-
geben ist Dieses Absorptiousspectrum enthält zwei starke
dunkle Streifen von etwas geringerer Brechbarkeit als die
Linie D im Sonnenspectrum ; eine schattige Gruppe er-
streckt sich bis in die Nähe von D und eine feine Linie
fallt mit D zusammen. Bis zu diesem Punkte ist die
Constitution dieses Sterns der der Sonne und der Sterne
analog. Aber der Stern hat noch ein zweites, aus hellen
Linien bestehendes Spectrum, welches das Vorhandensein
einer zweiten Lichtquelle anzeigt und zwar das Licht
eines glühendeuj intensiv leuchtenden Gaues.

Als HuGGiNS am 17. Mai das Spectrum des Sterns
gleichzeitig mit dem Spectrum des Wassei-stoifgases, welches
durch eine GEissLER'sche Röhre mittels des Inductions-
funkens erzeugt wurde, verglich, fiel die breiteste Linie 2
in dem Spectrum des Sterns mit der ausgedehnten grün-
blauen Linie (Hß) des Wasserstofl'gases zusammen. Augen-
scheinlich coincidirte auch die im Roth befindliche Linie 1
mit der des Wasserstoffes //«, jedoch konnte wegen der
Feinheit der Linie dieses Zusammenfallen nicht mit voll-
ständiger Sicherheit nachgewiesen werden. Der Stern hat
rasch an Helligkeit abgenommen und ist gegenwärtig etwa
zehnter Grösse. Nach Vogel zeigt er jetzt ein cou-
tinuirliches Spectrum, das sich von demjenigen anderer
Sterne nicht wesenthch unterscheidet.

Am 24. Novbr. 1876 konnte Schmidt in Athen das
abermalige Auftauchen eines neuen Sterns im Schwan öst-
lich von ß Cygni constatiren. Dieser war damals 3,5. Grösse
und von goldgelber, fast röthlicher Farbe. Die spectro-

814 Die Spectralanalyse.

skopische Uutersuchung von Backhüuse, Copelaio), Corxc,
LoHSK, Secghi und Vogel zeigte wiedenim ein Specti-um
mit hellen Linien analog demjenigen des Sterns von 1866,
Vogel begann seine spectroskopischen Beobachtungen am
5. Dccbr. und fand ein brillantes, von zahlreichen dunklen
Streiten durchzogenes, eigenartiges Spectrum, in welchem
auch noch mehrere helle Linien glänzten, von denen
namentUch eine im Roth hervortrat; dann eine an der
Grenze von Grün und Blau. Die Intensität dieses glän-
zenden Spectrums verringeiie sich bald, so dass es drei
Monate später nur zum Theil und äusserst schwach sichtbar
war. Diese Intensitätsabnahme war nicht gleichmässig für
tdlc Strahlen, indem Blau und Violett schneller an Glanz
verloren als Grün und Gelb. Der rothe Theil, der auch
anfangs schwach und von breiten dunklen Bändern durch-
zogen war, verschwand bald, so dass eine helle Linie im
Roth ganz isolirt zu stehen schien. In der ersten Zeit
war ein dunkler Streifen im Grün, später eine breite,
(lunklo Bande im Blau besonders auffallend. Die hellen
Linien übertrafen anfänglich, mit Ausnahme derjenigen
im Roth, das continuirliche Spectrum nur wenig au Glanz,
später traten sie bei der raschen Lichtabnahme des
St^'rns besser hervor, besonders waren es den Messungen
zufolge die WasserstotFlinien Ha und Hß^ welche stark
leuchteten, später eine Linie von 499 milliontel Millimeter
W.-L. Die WasserstotFlinie Hy erschien höchst wahr-
scheinlich auch hell. Die Linie bei 499 W.-L. fällt mit
der hellsten Linie des Stickstofispectrums bei gewöhn-
lichem Druck zusammen und sie ist auch die, welche in
den Spectren der Nebelflecke auftritt. Sie hat sich beim
Erblassen des Spectrums am längsten erhalten und schliess-
lich die Wassei-stofilinien, von denen die rothe zuerst

Nene oder temporäre Sterne. 315

merklich schwächer wurde, an Glanz übertroffen. Von
anderen hellen Linien wurde gesehen: eine verwaschene bei
580 W.-L., eine solche bei 467 W.-L. (nahe zusammen-
fallend mit einer Gruppe dichtstehender Linien des Lutt-
spectrums), andere in der Gegend von h und E, über
deren genaue Lage meist keine Sicherheit erlangt werden
konnte. Vogel hat mehrere Zeichnungen des Spectrums
gegeben, die umstehend reproducirt sind; man ersieht so-
fort, auf welche Beobachtungstage sich die Darstellungen
beziehen. (Flg. 140,)

Ende October 1877 gelang es Vogel wiederholt, das
Spectrum des Sterns zu beobachten, obgleich dieser da-
mals bis zur zehnten Grösse herabgesunken war. Diis Spec-
trum bestand nunmehr aus nur einer hellen Linie (4UÜ
milliontel Millimeter W.-L.), von der nach beiden Seiten ein
überaus schwaches, continuirliches Spectrum sich wahrneh-
men liess. Diese Thatsache wurde auch am 18. Februar
1878 constatirt und es kann also keinem Zweifel unterliegen,
dass im Charakter des Spectrums eine wesentliche Ver-
änderung vor sich gegangen ist. Die Wahrnehmung, dass
ein Stern mit einem hellen, continuirlichen Spectruni im
Zeitraum eines Jahres sich so verändern kann, dass dieses
Spectrum nur aus einer einzigen hellen Linie besteht, ist
bis jetzt einzig dastehend. Mit den Wahrnehmungen
Vogel's stimmen diejenigen von Lohse vollständig über-
ein, so dass in den Ergebnissen dieser ausgezeichneten
Beobachter ein sehr sicheres Material vorliegt.

Was ist nun die Ursache dieses plötzlichen Auf-
lodems gewisser Fixsterne? Dass es sich hierbei nicht
um Neubildung von Sternen handeln kann, sondern nur
um physisch-chemische Processe, durch welche eine er-
höhte Leuchtkraft bedingt wird, ist unzweifelhaft. Aber

Nene oder temporäre Sterne. 317

die nähere Art und Weise dieses letzten Vorganges ist
nicht bekannt. Man kann annehmen, dass der Zusammen-
prall zweier kosmischer Massen das plötzliche Aufleuchten
Terursacht hat, indem die Massenbewegung In Molekular-
bewegung, in Licht (und Wärme) umgesetzt wurde; man
kann aber auch annehmen, dass sich auf jenen Sternen
infolge einer inneren Katastrophe ausserordentliche Mengen
von Wasserstoffgas entwickelt haben, die bei Verbrennung
mit irgend einem andern Elemente die Lichtentwickelung
bedingten. Endlich — und diese Ansicht ist von Lohse
ausgesprochen worden — kann man annehmen, dass
durch die fortschreitende Abkühlung eines Fixsterns dieser
schliesslich mit einer atmosphärischen Hülle umgeben wird,
die das Licht sehr stark absorbirt, so dass seine Hellig-
keit von der Erde gesehen schwach ist. Wenn aber durch
weitere Wärmeausstrahlung derjenige (irad der Abkühlung
erreicht wird, welcher für Bildung solcher chemischen
Verbindungen erforderlich ist, die einen wesentlichen Theil
des Ganzen bilden, so kann bei Vereinigung der betreffen-
den Elementarstoffe eine bedeutende Wärme- und Licht-
entwickelung stattfinden, welche den Stern plötzlich auf
grosse Entfernungen hin sichtbar macht.

Vogel hat sich ausführlich über die Folgerungen
verbreitet, welche man aus den bisherigen Beobachtungen
der temporären Sterne ziehen kann. Er sagt: „Ein Stem-
spectrum mit hellen Linien ist für den mit Sternspectral-
analyse Vertrauten immer eine höchst interessante Er-
scheinung, wohl werth eines ernsten Nachdenkens. Denn
wenn auch in der Chromosphäre unserer Sonne am
Sonnenrande sehr zahlreiche helle Linien zu erkennen
sind, so treten doch nur dunkle Linien im Spectruni
auf, wenn man ein möglichst kleines, sternartiges Bild

IM 8 Die Spectralanaly8€.

(1er Sonne erzeugt und spectroskopisch betrachtet. Es
wird gewöhnlich angenommen, dass die hellen Linien
in einigen wenigen Stemspectren von Gasen herrühren,
die aus dem Innern des leuchtenden Körpers hervor-
brechen und deren Temperatur die der Oberfläche des-
selben übertreifen, wie man Aehnliches in den Spectren
der Sonnenflecke zuweilen beobachten kann, wo glühendes
Wasserstoftgas, aus dem heissen Innern emporgeschleudert,
über den kälteren Flecken sich durch das Hellwerden
der Wasserstofilinien kundgiebt. Es ist dies aber nicht
die einzige Erklärung. Man kann auch annehmen, dass
die aus glühenden Gasen bestehende Hülle eines Sterns,
wie es bei unserer Sonne der Fall ist, im Allgemeinen
(»ine geringere Temperatui* besitzt als der Kern, relativ zu
dem letztern aber sehr gross ist.

Bei der ersten Annahme lässt sich meines Erachtens
ein Bestehen der Erscheinung auf längere Zeit nicht wohl
denken. Es wird das aus dem heisseren Innern des
Körpers horvorcb'ingende Gas einen Theil seiner Wärme
der OberHäche des Körpers mittheilen und die Temperatur
desselben erhöhen, infolge dessen wird die Temperatur
zwischen dem glühenden Gase und der Oberfläche des
Körpers bald nicht mehr gross genug sein, und die hellen
Linien im Spectrum werden verschwinden.

Es passt diese Annahme ganz entschieden für plötz-
lich erscheinende und bald wieder vei-schwindende oder
wenigstens an Intensität sehr weit herabsinkende, fiir so-
genannte neue Stenie, in deren Spectren helle Linien auf-
treten, wenn man zu ihrer Erklärung die weiter unten
erwähnte Hypothese gelten lässt. Für einen stabilen Zu-
stand scheint mir die zweite Annahme geeigneter zu sein;
ich möchte also vermuthen, dass Sterne, wie ß Lyrse,

Neue oder temporäre Sterne. 319

y CassiopejsD und andere, welche die Wasserstofflinien
und die Linie />3, nur mit geringen Helligkeitsschwan-
kungen, hell auf continuirlichem Grunde zeigen, verhält-
nissmässig sehr grosse Atmosphären von Wasserstoff und
dem unbekannten Stoffe, dem die Linie D3 zugehört,
besitzen.

In Bezug auf den neuen Stern erinnere ich an eine
Hypothese, welche Zöllner, noch vor der beträchtlichen
Erweiterung, welche die Forschung auf dem Gebiete der
Astrophysik durch die Spectralanalyse erfahren, aus den
schönen Beobachtungen Tycho's über den nach ihm be-
nannten Stern abgeleitet hat.

Zöllner nimmt bekanntlich an, dass auf der Ober-
iläche eines Sterns bei der fortdauernd stattfindenden
Wärmeausstrahlung die Abkühlungsproducte, die wir auf
der Sonne mit dem Namen Sonnentiecke bezeichnen, in
einer Weise zunehmen, dass schliesslich die ganze Ober-
fläche des Körpers mit einer kälteren, weniger oder nicht
mehr leuchtenden Schicht bedeckt ist. Durch ein plötz-
liches und gewaltsames Zerreissen derselben muss noth-
wendig die von ihr eingeschlossene Gluthmasse hervor-
dringen, und auf diese W^eise, je nach der Grösse ihrer
Ausbreitung, mehr oder weniger grosse Stellen der bereit«^
dunklen Umhüllung des Körpers wieder leuchtend macheu.
Einem entfernten Beobachter wird ein solcher Ausbruch
aus dem heissen noch glühenden Innern eines Welt-
körpers sich als das plötzliche Aufleuchten eines neuen
Sterns ankündigen. Dass die Lichtentwickelung unter
Umständen eine ausserordentlich grosse werden kann,
würde sich aus dem Umstände erklären lassen, dass alle
die chemischen Verbindungen, die sich bereits unter dem
Einfluss einer niedrigen Temperatui- an der Oberfläche

gebildot haben, durcli das plötzliche Hervorbrechen der
inneren Gluthmasse wieder zersetzt werden und diese Zer-
setzung, wie bei irdischen Körpern, mit einer Licht- und
Wärmeentwickelung von süitten geht. Es wäre demnach
das starke Aufleuchten nicht nur den, durch die hervor-
gequollene (xluthmasse wieder leuchtend gewordenen Theilen
der Oberfläche» zuzuschreiben, sondern gleichzeitig einer
Art Verfyi'enmmfj/tprocetts^ der durch die Berührung bereits
erkalteter Verbindungen mit der glühenden Masse des
Innern eingeleitet wurde.

Die ZöLLNER'sche Hypothese über die allmähliche
Kntwickelung der Weltkörper hat durch die spectralaaa-
lytischen Untersuchimgen im Wesentlichen nur Bestätigung
erhalten. Wir erkennen die verschiedenen Stadien der
Abkühlung im Spectrum, und haben an einigen schwächeren
Sternen sogar deutliche Anzeichen, dass in den die glühen-
den Körper umgebenden Atmosphären bereits chemische
Vm-bindungen sich bilden und halten können. Die Hypo-
these über nf'up Sterne "wird in keinem Punkte durch die
spectralanalytische Beobachtung an den beiden neuen
Sternen von 1H66 und 1876 widerlegt.

Das sehr lu^lle continuirliche Spectrum und die an
Intensität dasselbe anfiinglicli nur wenig übertreffenden
hellen Linien würden sich nicht gut erklären lassen allein
dadurch, dass gewaltsame Gasausbrüche aus dem Innern
die Oberfläche gjinz oder theilweise wieder leuchtend
machen, wohl aber • mit der Annahme, dass die Licht-
ausstnihlung durch einen Verbrennungsprocess um ein Be-
trächtliches erhöht wird. Ist derselbe von kurzer Dauer,
so wird d.is continuirliche Spectiaim, wie es bei dem neuen
Stern von 1876 dei* Fall war, sehr rasch bis zu einer
gewissen Grenze an Intensität abnehmen, während die

Die Beweguno: der Sterne im Weltenraume. 821

von den glühenden Gasen, welche in enormen Quantitäten
dem Innern entströmt sind, herrührenden hellen Linien
im Spectrum sich längere Zeit erhalten werden.

Dass das Erblassen des Sterns mit einer Abkühlung
der Oberfläche im Zusammenhang steht, geht aus den
Beobachtungen des Spectrums unverkennbar hervor. Es
haben die violetten und blauen Theile desselben schneller
an Intensität abgenommen als die anderen Theile, und
die Absorptionsstreifen, welche das Spectrum durchzogen,
sind nach und nach dunkler und breiter geworden.**

Wir dürfen nicht vergessen, dass das Licht zwar ein
äusserst schneller Bote ist, doch aber eine gewisse Zeit
gebraucht, um von einem Sterne bis zu uns zu kommen.
Die Geschwindigkeit des Lichtes ist 42000 geographische
Meilen in der Secunde; die Entfernung des nächsten Fix-
sterns von uns (a Centauri) beträgt gegen vier Billionen
Meilen, so dass das Licht für die Reise von diesem Sterne
bis zu uns volle drei Jahre gebraucht. Die grosse phy-
sische Katastrophe, welche über den Stern in der Krone
hereingebrochen ist, war daher im Jahre 1866, als wir
sie gewahrten, für den Stern selbst ein längst vergangenes
Ereigniss; ja sie fiel ohne Zweifel in eine Zeit, wo wir von
der Spectralanalyse, die uns darüber Kunde gab, noch gar
nichts wussteu.

29. Einfluss der Bewe^^ung der Sterne im
Weltenraiime auf ihr Spectruiii.

In § 19 haben wir das Princip näher entwickelt,
durch dessen Anwendung es der Spectralanalyse möglich
ist, unter gewissen Umständen aus der Verschiebung der
hellen oder dunklen Spectrallinien eines Sterns zu erkennen,

5eAe//ni, spectralanalyse. II. 21

3SS Dir ^jwvtnluutjn«.

ob sich derselbe in der Richtung auf uns zu oder tod
uns ab bewegt, und die Geschwindigkeit zu bestimmen,
mit welcher er iiu Welteniaume fortschreitet. Es ergab
sich dabei, dass die Verschiebung einer seiner Spectral-
linien nach dem Violett bin anzeigt, dass der Stern sich
der Erde annähert; eine Verschiebung nach dem Roth hin
lehrt dagegen, dass dieser sich von der Erde entfernt.

Secchi, der sich zuerst dieser Art von Beobachtungen
unterzog, richtete seiu Femrohr auf den Sirius und stellte
das Prisma des Spectroskops so, dass die dunkle Linie F
mit dem dire<;ten Bilde des Sterns genau colncidirte ; (

richtete er das Ferni-ohr auf einen andern Fixstern i
selben Typus, in welchem ebenfalls die Linie /' vorkam,
und sah nach, ob auch hier dieselbe Coincidenz oder eine
Verschiebung stattfand. Aber seine Instrumente erwiesen
sich Tiii' so feine Untersuchungen nicht nusretchend und
die gewonnenen Resultate waren nicht entscheidend.

HtTQOiKs, mit feineren Instrumenten und Messapparati-u
ausgestattet, war glucklicbei' als Seccmi. Er stellte zu-
nächst durch eine Reibe von vorbereitenden Beobachtungen
fest, daiis eine stark dunkle Linie in dem Spectruin des
Sirius (Fiif. 141) die mit H^i bezeichnete Wasserstofflinie
sei Zu diesem Zwecke verglich er auf die bekannte Weise

Di« Heweguiig der SU-.ruv. im WültuNriiiiiiK^. Ü^'S

diese Siriualiuie der TUiilie nach mit der Linie Hß des
WaaBerBtiotFspectruins einer Geissu^k' scheu Röhre, der
FRAüNHoFEB"seiien Linif F des Sonnenspectrums und der
Linie Hfi des WasserslolTs unter dem atmosphärischen
Druck. Die Fi^. 142 zeigt, welche Lage die drei letzteren
Linien bei unverändert gehaltenem Instrumente zu ein-
luider und zu der Siriusliuie einnahmen. Während die
Vergleichslinien genau coiiicidiren, findet «ich die äiriug-
Uni*, ftwaa nach df.in Roth verschoben. Da sie aher zu-

Fig. 142.

gleich breiter erscheint als die helle Wasserstofflinie H/i,
wie ee bei dieser Linie unter höherem Diiick sehr oft vor-
kommt, so handelte es sich noch darum, festzustellen, ob
die Ausbreitung der Wasseratofflinie Hß unter den ver-
schiedenen Graden des Druckes bloss nach einer oder nach
beiden Seiten vor sich gehe, bn erstem Falle durfte die
Lage der Siriusliuie offenbar bloss ab eine einseitig ge-
schehene Ausbreitung angesehen werden; im letztem Falle
aber hätte die helle Linie Hß genau auf die Mitte der
breiten Siriuslinie fallen müsseu, wenn bloss eine Ausbrei-
21'

324 Dio SpectralniialvAe.

tung und nicht zugleich eine Verschiebung stattgefunden
hätte. HüGGiNS fand nun, in Uebereinstimmung mit den
Untersuchungen von Lockyer und Frankland, dass, wenn
die Wasserstofflinie Ilß bei einer grösseren Dichtigkeit
dieses Gases sich seitlich ausbreitet, diese Erbreiterung
stets nach beiden Seiten erfolgt und die Mitte dieser Linie
ihre feste Lage beibehält. Es ist wahrscheinlich, dass auf
dem Sirius aus gleicher Ui'sache eine Ausdehnung dieser
Linie stattfindet, aber zugleich nicht zweifelhaft, dass diese
<janze Linie eine Verschiebung gegen dieselbe terrestrische
Wasser Stofflinie nach dem Roth hin erleidet.

HuGGiNS hat diese Verschiebung sehr sorgfältig ge-
messen und gefunden, dass sie zu der Zeit der Beobachtung
Vi von dem Abstände der beiden /)-Linien beträgt Die
Wellenlängen dieser beiden Z>-Linien differiren aber um
4,36 milliontel Millimeter; die Vei'schiebung der F-Linie
im Siriusspectrum entspricht daher einer Vergrösserung
der Wellenlänge um 0,109 (oder 0,15) milliontel Millimeter.
Nimmt man nun die Geschwindigkeit des Lichtes zu 185000
englischen Meilen in der Secunde und die Wellenlänge
des Lichtes an der Stelle F zu 486,50 milliontel Millimeter,
so wird durch die angeführte Verschiebung der beobach-
teten Siriuslinie eine Entfernung des Sirius von der
Erde angezeigt, welche mit einer Geschwindigkeit von

185000 X 0,10y T ,, , r u \f 1 • j Q a
..... -.X ^der 41,4 englischen Meilen in der oecunde

48b,o0 °

vor sicli geht.

An der (irösse dieser Geschwindigkeit hat offenbar

au(;h die Erde Antheil. Bei dem jährlichen Umlaufe um

die Sonne ändert dieselbe jeden Augenblick ihre Richtung

und kommt jährlich in zwei Punkte ihrer Bahn, die um

1800 YQn einander abstehen, und in denen die Richtung

Die Bewegung der Sterne im Welteuranme. 325

der Bewegung mit der Sehlinie des Sirius zusammenfallt.
In dem einen Punkte bewegt sich die Erde gerade nach
diesem Sterne hin und nähert sich ihm, in dem andern
entfernt sie sich von ihm. In den beiden anderen, um 90®
von diesen Punkten entfernten Balmorteu l)ewegt sich die
Erde unter einem rechten Winkel gegen die Sehlinie des
Sterns und hat dann keinen Einfluss auf die Brechbarkeit
seiner Strahlen.

Zur Zeit der von Hügüins gemachten Beobachtung
der Siriuslinie bewegte sich die Erde in ihrer Bahn mit
einer Geschwindigkeit von 12 englischen Meilen in der
Secunde von deni Sterne weg; es bleibt duher für die
eigene Bewegung des Sirius noch eine Bewegung von 29^4
englischen Meilen übrig, mit welcher er sich von d^r Erde
entfernt,

Aehnliche Beobachtungen wie am Sirius hat Hüggins
noch bei « Canis Minoris, Castor, Beteigeuze, Aldebaran
und anderen glänzenden Sternen angestellt.

Nach Hüggins haben sich Vogel und Lohse mit Ver-
suchen, die Bewegung der Sterne im Weltraum spectro-
skopisch zu bestimmen, beschäftigt. Die von ihnen ange-
wandte Methode ist folgende. Eine GEissLEB'sche, mit
Wasserstoff gefüllte Röhre wuide im Innern des Fernrohi*s
angebracht, und zwar so, dass dieselbe den vom Objectiv
kommenden Strahlenkegel berührte; ferner wurde ihre
Längsrichtung senkrecht auf den Spalt des Spectralappa-
rates gestellt, welch letzterer am vortheilhaftesten parallel
zur täglichen Bewegung gerichtet wird. Ist der Apparat
mit einer Cylinderlinse, die concav geschliffen ist, versehen,
so kann man durch Veränderungen der Entfernung dieser
Linse vom Spalt die Breite des Spectrums behebig ver-
grössem oder verkleinem. Immerhin aber wird die Breite

3Ä Dil» :<p«rtr&iaBalT«e.

des Stemspectmins nur einen kleinen Theil des Sehfeldes
des Beobachtnn^emrohrs am Spectrri«%kop einnehmen.
Brin^ rn^in nun durch den elektrischen Funken das Gas
in der Rohre zum iHüben, so wird das erzeugte Licht,
nachdem es die Cjlinderlinse passirt hat, sich über den
ganzen Spalt Terbreiteii und es n erden« durch das Fernrohr
gesehen, die Lichtlinien des Gasspectrums das ganze Seh-
feld dt^ F'emrohrs durthsetzen. Man sieht so zu beiden
Seiten des bandartig das Sehfeld durchziehenden Steni-
spectrum> die hellen Vergleichslinien des Gasspectrums.
2^1reiche Versuche haben Vogel gelehrt, dass einseitige
Vergleich ungen, wie »»ie mit Hülfe eines sogenannten Ver-
gleichspri>mas ermöglicht werden, für sehr feine Messungen
nicht ausreichend sind und zu ganz beträchtUchen Irrungen
über die Uebereinstimmun^ zweier Linien Anlass geben
können.

Auf die eben beschriebene Weise gelang es Vogel
und LoHSE am 22. März 187 1 bei ganz vorzüglicher Luft
die Verschiebung der drei Wasserstofflinien im Spectrum
des Sirius gegen die drei Linien Ha, Hß und Hy im
Spectrum der (iEissLER'schen Röhre zu sehen und es konnte
die Grösse derselben mit Hülfe mikrometrischer Messungen
iin der /-Linie zu 0,15H-O,O25 milliontel Millimeter Wellen-
länge bestinmit werden. Die Linien im Siriusspectrum
erschienen sehr verbreitert und es wurden dadurch die Be-
obachtungen sehr erschwert. In Fig, 143 ist ein Theil
des Siriusspectrums mit der /-Linie abgebildet, die zweite
Figur zeigt dieselbe Gegend des Spectrums, aber mit der
hellen Wasserstofflinie H[i, die das Sehfeld durchschneidet
und nicht mit der Mitte und der dunkelsten Stelle der sehr
breiten /-Linie zusammenfällt. Die C-Linie im Stem-
spectrum ist weniger, die dritte Wasserstofflinie Hy noch

Die Bewnjfunjr der Stsme im WVlk'iiranmi'. 'Ml

stärker verbreitert als Hß. Bei allen drei Linien war die
Verschiebung nach dem rothen Ende des Spectninis sioliei'
zu L-rkennen,

Mit Proef/iiiif iu dessen Spektrum die Wasserstoff-
linifln sehr deutlich sichtbar
sind, wurden in derselben
Weise Versuche angestellt. Es
ergab sieb ebenfalls ei
Schiebung der drei Wassei-
stoflfliiiien Ha, ß, y im Spec-
trum des Sterns na«h dem
rutheu Ende des Spectriuns,
Ebenso wurde Capella unter-
sucht; liier erscheint die i--
Linie äusserst zait, und du
viele feine Linien in dcj
Nähe stehen, wurde die Be-
obachtung sehr erschwert, es
schien jedoch ebenfalls ein«.'
Verschiebung nach dein rotheti
Ende stattzufinden, deren Be-
trag aber viel geringer aly bei
den anderen Sternen war.

Die zahlreichsten und con-
sequent fortgesetzten Unter- ^'"""'f'uBi^ '"" ''"

suchuugen über die spectru-

skopisch bestimmbare Eigenbewegung der Fixsterne, also
über diejeuige Coni|lonente derselben, die in die Rich-
tung der Gesichtsliuic des BeoltacLters fällt, sind auf
der Stemwai-te. üu Greenwicb augestellt worden, und zwar
mit einem nach den Angaben CaRisTiB's von A. Hilger
»erfertigten sogenannten HalbpHsmenspectroskop, welches

328

Die Spectralanalyse.

l)ei sehr grosser Dispersion doch eine bedeutende Licht-
fülle giebt.

In der nachstehenden Tabelle sind die bis zum
Jahre 1881 erhaltenen Resultate vollständig zusammen-
gestellt Das Zeichen -[- bedeutet, dass sich der Stern
von uns entfernt, — , dass er sich uns nähert. Die
hinter dem Zeichen + stehende Zahl bezeichnet den
wahrscheinlichen Fehler dei* Mittelwerthe. Zum Ver-
gleich sind auch die Resultate von Hüggins beigefügt,
sowie kurze Bemerkungen über den Charakter der ge-
messenen Linien.

Name dvs Sterns

Bewegung

engl. Meilen

Huggins'
Resultate

Bemerkungen

a Aiidromedie
/? Cassiopejae
y Pcgaai
a Cassiopej»
V ('asaiüpejse
ß Androiiu'dae

8:J 4- 4,2

—46

+?
—27

+ 12

8
o

F breit, neblig
F breit, diffus
F dimiHC

f' breit, neblig
6, scharf

fi Arietih

— 14

F breit, »ehr dunkel

<( PiHciuui

— 8()

/■' Ri'hmal, acharf

;'• Andromed«

— ?

'6.

a ArieÜH

-21

1 ö, schart'

rt Ceti

81 ?

6, , b4 cannidirtes

/? Persei

Spectrnm
F dunkel, scharf

n Perwei

+2.-.

/' schwach, diffus«-

^ Persei

- -

fc, sehr schwach -

Aldi'huran

+20 + 2,0

^
i

+-^

6i sehr scharf

('aiK'Ila
y ()ri«nns

+27 + 4,5

+ 18 + 1,9

- 1 + 1,4

1»
4

+
+ 1.-.

fc, scharf, F scharl
F sehr scharf
F sehr scharf

/? Tauri

—18

/' breit, diffuse

<> Drionis

+ 4 + (5,1

F schwach, schmal

Die Bewegung der Sterne im Weltenranme.

329

Name des Sterns

Bewegunir

engl. Meilen

'^ — T

2^ c

HuiTRin»'
Rcsaltatf

IU'nii-rkuii;;cii

« Orioni»

—22 +10,8

F Mchwach, schmal

;; Orionis

+ 9

F schwach, schmal

K Ononi»

— 1

F scharf

a Orionis

+21 +

1.8

+ 22

/>i, Aj oannelirtes
Sp»»ctrnm

ß Aari^fp

— 7

F breit, neblig

y Geminonim

-4- 2

F breit, scharf

SiriuH

+20 + 2,4

+ 18 bis 22

F breit, diffuse

fl CaniM MinoriH

•

F breit, diffuse

Castor

+25 ± 4,2

+ 23 bi» 28

F sehr breit, diffuse

ProcYon

+24 ± 3,9

7'' breit, neblig

Pollux

— 2ti +

1,0

— 40

6, scharf, ^schwach,
scharf

a Hydre

+39

9 L«oniH

—14

64 scharf

Regnlns

+2Ü t

2,1

+ 1-2

bis 17

F breit

y> Leonis

-38 +

1.«

/? ürwp Majoris

+28 ±

•1,7

+ 17

bi8 21

F sehr dunkel, breit,
neblig

« UrjiÄ* Mujorih

•)

— 10 bis ÜO

6,, F schwach

A Leonis

-28

F breit, dunkel

/^ LeoniK

F sehr dnnkel, breit,
verschwommen

X Ursfp Majorij*

+*^

F sehr dunkel, breit,
neblifT

ß LeoniK

+34

F breit

;* Urs» Majori«

+17 4-

•-',7

+ 17

bis 21

F sehr dunkel, breit,
neblig

8 Urse MajoriH

+11»

+ 17

bis 21

F sehr dunkel, breit,
neblig

y Virgini«

+5^7

F schwach, ver-
schwömmen

« Unup Majori»

+10 +

:<,7

+ 17

bis 21

F breit, verschw.

if Virgin JH

+•'

6j SäulensiKM'trum

a Canum Venat.

— ?

F sehr dunkel, breit,
scharf

iJ,

N-iu,. <lF> Strri

1 "iKl.

n
Ni'ili'ii

lliiitBiu.-

"'•"""""'-

( VirifhiiEi

■_2«

•i

Kpi«

+ '

±4..

F »ehnnl. sthari

; L'r>* Maj..ri

+ 1«

7 bis -21

F «.hrdnDkel,brriu
n.blig

; Ur-ff M»j..n

— M

F breit, verscbir.jni-

.; Mooti»

b, beBtÜDüil

Ardurns

— :l:

+ 2,"

, II

-5

ilunkel, fschiri

y Boülis

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F breit

»' Bnutis

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6, Säulen» pertmm

,J Dnicuni^

+■2.

6„ ft| aehr s.hwa.h

R <)phiu.lii

+ 17

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f' sehr vem'hn.

i \>TaxnDU

+■:■

6, Kehr »chwath

y Draoonis

+ V

fc„fr, sehr bestimini

« l.ynf

± -i--

—

1 l>i> .VI

F »ebrdnnkel.brwl,

F lireit, verachw.

F sehr I

eit,

I üi^liwoinmen

I b, be»timml
I b, bealimmt
F TvrscbwomniFn

Die Bewrjping der Sterne im Welteiiraiime.

:r.i

Name de» .Sterns

Bü Weisung

! ^"

j engl. Meilen

5 c

HuKfcins^
Kenultnte

i Bemcrkuugen

n Ai{llil»P

i— i:^.?+ll,7

F sehr breit, vcr-

; Kchwomnieu

'/ « ygni

—15

± 3,1

— —

|6,,/>, best im mt, /•'
1 scharf

n Deipbini
n ryjjni

+22

X h^

— :i9

F sehr breit
. 6, schwach, f '«charf

f Cygni
5 Cygrni
rt C'ephei

+1«

1—?

•

I
1

1 *i, ^\
6, nnbt'stimmt

1 F 8ehr(lnnkel,.stharf

.^(.'ephei
i Prgasi

— 15

± 2,5

1
in

6| nnbestinimt
6,, 62, />( bestimmt

r. PepiMi
Fonuilhaut

-21

•

2
2

F bestimmt

fi Pegaiii

+ li»

•>
•>

. 6,, hi SäiilensiuMtr.

a Pegafii

—M ±5,9 7 —

F breit, bestimmt

I'l

Vierte Abtheilung.

Die Krgehiiisse der spectroskopisclien Uiit(>i'siu*liuiig der

Steriiliaufeii und NebelHeckt».

30. Spectra der Sternhaufen und Nebelflecke.

Wenn man mit einem Fernrohre von massiger Ver-
grösserung aber grosser Lichtstärke den nächtlichen Him-
mel durchmustert, so hebt sich eine beträchtliche Zahl
von Sternhaufen und schwach leuchtenden Nebelgewölken
von dem dimklen Himmelsgewölbe ab, welche man auf
den ersten Blick für atmosphärische Wolkengebilde halten
könnte, die aber durch die Beständigkeit in der Gestalt
und die Dauer ihrer Erscheinung bald die Gewissheit
verschaffen, dass wir es mit Himmelskörpern eigener Art
zu thun haben. William Hkrschel konnte mit seinen
grossen Teleskopen sehr viele dieser Nebel in Sternhaufen
auflösen, in Gruppen von einzelnen Sonnen, in denen
man zahlreiche Fixsterne scharf von einander getrennt
unterscheiden kann, die aber so weit von uns entfernt
sind, dass ihr Licht fiir schwächere Instrumente von
einer einzigen, grossen, matt leuchtenden Masse herzu-
kommen scheint. Nicht alle Nebel Hessen sich durch
Herschel's Teleskop auflösen, und in demselben Masse,
als solche Nebel sich als Sternhaufen zu erkennen gaben,
zeigten sich zugleich wieder neue Nebel, die der Auf-
lösung widerstanden und den scharfsinnigen Forscher zu
der Ansicht brachten, dass ausser den vielen tausend

!tSfi

Dk Spi^dralnnnltR

urhein/tartm Nebeln, welche sich als abgeschloa^ene Stern-
liHiifeii offen Iiarteii. auch noch Tausende von wirklichen
SUIS kosmischer ürniaterie bestehenden Nebeln im Wolten-
raume vorhanden sind.

Lord Rosse haute ein Teleskop von h2 Foss Lange,
mittels dessen er viele von Hp.RSOHEii nicht aufgelöste
Nebel in Sternhaufen aufzulegen vermochte; allein das nun
noch tiefer in den Weltenraum vordringende Auge traf

wieder auf neue Nehel, weiche der aufluvenden Kraft i
Hieseninstrunienteswiderstanden.

Die Teleskope haben daher die Frage, ob die nickt
aufgeüisten Nebelflecke Tlieile der Urtnatane sind, welche
zur Bildung der jetzt bestehenden Sterne gedient hat,
nicht gelost; sie lassen uns im Ungewissen, ob diese
Nebel noch glühende Gasmassen oder Fixsternsysteine
sind; sie haben das Problent nur ciweitert, anstatt es zu
vereinfachim oder zu lösen.

Sp«

I rkr stenihniirfii

S37

Was die grössten Teleskope nicht leisten könaeii,
das vermag das kleine unscheinbare, aber unendlich fein
fühlende und spürende Spectroskop; ihm verdanken wir
es, wenn wir gegenwärtig mit völliger Bestimmtheit sagen
können, dass es wirkliche leuchtende Nebel als iaolirt im

Weltenraume dastehende Körper giebt und dass diese
Kürper glühende oder leuchtende Gasma»»eit sind.

Der ausgebreitetste und r^elloseste aller NebelÜecke
ist wohl der im Stembilde fM'on (Fig. 144). Er be-
findet sich etwas unterhalb der drei Sterne zweiter Grösse,
welche die Mittelgegend des prachtvollen St«rnbildes au&-
roachen. Es ist ausserordentlich schwer, von diesem

SriMim, 8f erinluilj'iF. It. 22

Nebel ein nur oimgemiassen ti-euee Bild za entwerfen.
Nahe dem nuttlern Theile stehen darin vier helle, ein
Ti-apez bildende Sterne. Der Nebel hat um diese Sterne
herum ein flockig<!s Ansehen; einzelne Theile bilden lange
gebogene Streifen, die von dem mittlem und hellem Theile
des Neheb auslaufen. Neuerdings ist es Prof. H, Daj

in New-York gelungen, mittels eines elfzolligen R«fr
an ISOfaeher Vergrösseruug bei einer Exposition
137 Minuten eine ausgezeichnete Photographie des Orion-
nebels zu erhalten, welche die charaktoristisehe Gestalt
und viele Details desselben sehr klar wiedergiebt.

Nicht ganz so unregelmässig erscheinen die grossen
Mayeüaiiüehmi Wolkittt, oder die Cajiwolken, zwei Nebel-

inil N>b<1fl«cke.

flecke am südlichen Nachthimmel, von denen der eine an
Ausdehnung die scheinbare Grösse der Mondscheibe um das
FiinCTuche übertrifft. Sie sind dem blossen Auge sichtbar.
Weit mehr als diese unregelmässig gfistalteten, thao-
tiscfaeii NebelgeHtalten regen unsem Geist die Spiral-
nebel ant die wir erst durch Küsse's und Bond's Rieseu-
teleskope uäher kenneu gelernt haben, In der Regel

gehen von einem, zuweilen auch von mehreren Licbtknoten
oder Centren zahlreiche krummlinige, nicht in sich zurück-
kehrende neblige Streifen aus, die sich spiralförmig vom
Centrum entfernen und schliesslich unmerkHch in den
Himmelsraum verlieren. Fig. 145 zeigt einen sichel- oder
»chweifformigen Nebelfleck (Hebschel Nr, 3231)), Fig. 140
einen volleu Spiralnebel (H. 1173) und F^. 147 den be-
nierkenswerthesUiii aller Spiralnebel in deu Jagdkunden
(H. 1622).

Den Uebergang von den Spiralnebeln zu den Riiig-
iii-lieln bilden NebelHeclce, wie der in Fig. 14» (H. 604i
uligebildete , und an
diese Rcl]lies.sen sich
dann die einfachen oder
mehrfneJien Rtnijnebel,
deren aUgetneiner Ty-
pus in Fig. 149 dar-
j:;estellt Ist, an.

Fig. 160 ist das Bil<i
eines mehrfachen Ring-
nehels | H. 854) mit
stark flliptischeo Bill-
igen und hellem Kerne.
Je nachdem dw Bin);
mit seiner Fläche oder
mit soiner Kante un»^
zugekehrt ist. oder je
nachdem unsere Seh-
linie auf der RJogflächt'
senkrecht steht odei-
mehr oder weniger schief
gegen dieselbe gerich-
tet ist, niihert sich da»
Bild des Ringes dem
Kreise oder der Ellipse
oder auch einer geraden
Linie. Nehelringe dieser
letzteren Art sehen wir in Figg. tot (H. 1909) und 152
(H. 2621). Wenn sieh ein elliptischer Itiugfleck stark in die
Lunge streckt und die kleine Achse viel kleiner ist als die
grussei so nimmt mit der Entfernung vom iunera Licht-

Spwirn der Sl-rnliniileH nii.l Ni*h«IHoi-k.., 341

kerne die Dichtigkeit und die Helligkeit im Ringe ab und
zuweilen in einem so hohen Grade, dass an den ent-
ferntesten Stellen des Ringes, an den Enden der grossen
Achse, der Ring unterbrochen zu sein acheint. Der
Nebelfleck gewinnt dann, wie es die Fig. 153 (H. 3501)
und Fig. 154 (H. 2552) zeigen, das Ansehen eines Doppul-
nebtls mit Ceutralflcck.

Viel weiter scheinen diejenigen Nebelflecke in ihrer
Entwickelung vorgeschritten zu sein, welcjie mit ziemlich
scharf begrenzten Rändern entweder in Kreisform oder
nur schwach elliptisch gefonnt erscheinen. Weil sie blei-
chen oder in matt bläulichem Lichte leuchtenden Planeten
fihnUch sind, werden sie jilauetnrische Nebel genannt;
übrigens sind sie der Form nach ebenfalls sehr verschieden,
theila Spiral-, thcils Ringnehel. Die Figg. löÖ (H. 838),

S42

Ilir HjuTlnilatiilj»«.

/Ö6' (H. 4G4) und lö'
(H. 22AV\ steUen solche
(ilanelarisehe Nebel dar:
lier erste hat zwei Stenie
iider Liohtkeme und zwei
(liese umgebende dunkle
lUiime. um welch« aidi
<lie .Spirulstreifen lagern;
iler zweite hat ebenfalls
/,wei Kerne uhue deutlii'Ii
gesonderte Dunkelraune :
der dritte hat gar keinen
lichtkeni, aber einen deut-
lich a umgeprägten Lichtring ,
Eine besondere Classe
bilden die Sebehtemt, bei
welchen ein ziemlich scharf
begrenzter und hell leuch-
tender Stern von einer
Liolitatmosjihöre umgeben
ist, welche zuweilen sich
unmerklich nach allen
teil bin verhert, in an<
Fällen aber sich
abgrenzt, Die Figif. 158
(H. 2098) und /SO (ii. -450)
zeigen die bemerkens-
werthe&teu dieser höchst
merkwürdigen Nebelstenie;
der erstere ist wie Saturn
von einem Kingsystem umgeben, das uns seine scharfe
Seite zukehrt; der zweite ist ein wirklicher Stern achter

L(R|[Ii<'b«r !I>b«lflrck EI. amj.

nilrnnfi^n iiiicl \ch

Grösse und nicht nebelig, von einer kreisrunden und hell
leuchtenden Atmosphäre genau concentrisch umgehen.

n ziem-
grossen

Fig. 155.

Wii' haben nun wenigstens der Form nach
lieh volbtändtges Bild von dem voi^efuhi-t, was (
Teleskope der Gegenwart von
den Nebelhanfen zeigen; das
Material, welches uns bis jetzt
der Spectralap parat daiüber
geliefert hat, ist zwar an Um-
fang weit kleiner, aber nichts-
destoweniger von der grüsst«ii
Bedeutung für die Erkeuutniss
der Natur und der physischen
Constitution dieser so weit ent-
legenen Himmelskörper. Wir
müssen uns vorab daran er- '''""*a'"rn"n'(H*^ißaT' '*"
innern, dass wir aus der Art des

Spectnuns nicht bloss die Sub^Uuz, welche das Licht
aussendet, .sondern auch ihren Aggregatzustand erkennen
können. Besteht das Speclrum in coiUinuirlkher Folge

Di« ßpei'tralsnüj!«.

aus Licbtstrablen jeder Brectibarkeit oder Farben,
die Lichtquelle ein glühender ffster odtir_^ti««^er K5r[

wenn dagegen dm Spectruni bloss aus hellen 1

Fig. I5|j.

Fig, 157.

steht, so wissen wir, däes die Lichtquelle ein gli
(ias ist; erscheint endlidi ein Spectrum, in welchem
CoDtiiiuirlichkeit der Farben durch dunkle Linien

Fig, 15Ö,

¥xK- fSS'.

1 aa^^^l

brechen ist, bo leiirt uns dasselbe über die Substanz
Lichtquelle selbst nichts Näheres, aber wir wissen di
dass das Licht durch eine Atmosphäre von Dämpfe
niedrigere!" Temperatur gegangen ist, welche durch ihre
electiv-absürbirende Kraft diejenigen brbigen Strahleu

ipfe^^^

SpflPtr« der Sir ruh an fr» nnd Si-Wllii-ck.-. :!.|5

ausgelöscht haben, die sie selbst ausgestrahlt haben
würden, wenn sie fiir sich allein geleuchtet hätten.

Als Hdqqims zuerst im August 1864 sein teleskopi-
svhes Spectroskop auf eines dieser Gestirne aus der Glasse
der sehr kleben, aber gUüizenden Nebel (H. 4374) richtete,
fand er zu seiner höehsten Ueberraschnng, dass das Spec-
tram, Fig. 260, nicht das Ansehen eines leuchtenden con-
tinuirlich farbigen Streifens habe, wie es ein Stern zeigt,
sondern av» drei bellen Linien bestehe.

Diese eine Beobachtung war ausreichend, um das so
lange angeregte Problem zu lösen, wenigstens für diesen
besondem Nebel. In dei* That kann ein solches Spectruni

nur vor einer gaxf'irmigen Substauz herrühren; das Licht
dieses Nebels wird daher weder von einer glühenden
festen oder flüssigen Mat<'rie." noch von einem stark Ter-
dicbteten Gase ausgestrahlt, wie das der Sonne und der
Sterne, sondern von einem leuchtenden, wenig dichten Gase.
Um die chemische Natur dieses Gases zu ermitteln,
stellte UcuotNä das bekannte Vergleichsverfahren an, und
zwar verglich er das Spectrum des Nebeltlecks nach der
Reihe mit einigen FEAUNHOFEu'schen Linien des Soimen-
spectrums und den hellen Linien irdischer Stoffe. Das
Resultat dieser Untersuchung ist aus der Ftjj. 161 leicht
zu erkennen. Die glänzendste Linie 1 des Nebelflecks liegt
den hellsten Linien (N) des A'dct^fojfspectrums sehr nahe

und fallt mit einer derselben vollkommen zusammen. Hbedl
[;oincidirt die schwächste der Linien des Nebelflecks {ß

was dasselbe ist, mit der FHAUSHOFEE'sclien Linie F de.

keine entsprechende unter den hellen Linien der drassig
rdiachen Stoffe, welche damit verglichen sind; sie liegt
licht weit von der ßraritmlinie Ba, aber sie fällt nich
mit ihr zusammen.

HuGGiNS, Franklanp uud LucKYEE haben sich mit der

Kl.;, itil.

pi.,ln.in -in-K »»Hslitnek.. v.rjliilhül. Olil riet Sonne m,d r-Lnisrn l.dilch^D SU««»

'i-age beschäftigt, ans welchem Gründe die übrigen cha-

ipectrum des Nebek nicht sichtbar sind. Sie fandeit,
ass, wenn man die GmssLEBV-he Rühre, in weldtif
ffaaserstflff oder StJckistofl' durch den elektrischen Funk*
Itihend gemacht werden, etwas von dem Spalte des
üpectroekopB entfernt und die Spectra aus einer hin-
eichend grossen Entfernung betrachtet^ nicht bloss die
oppelte Linie des Stickstoffs einfach erscheint, sondern
uch die übrigen hellen Linien heider Gase ans dem

Spcctra der Sternhaufen nnd Nebelflecke. 347

jenigen, welche auch in dem Spectrum des Nebels gesehen
werden.

Fbankland und Lockteb fanden auch einen gewissen
Einfluss der Temperatur und des Druckes, allein Fievez
hat N jüngst durch eine Reihe einwurfsfreier Experimente
gezeigt, das die Lichtintensität des strahlenden Körpers den
grössten Einfluss ausübt. Er experimentirte, indem er das
Licht, welches ein Spectroskop empfing, in seiner Helligkeit
änderte, dabei aber Temperatur und Druck constant liess.
Unter diesen Umständen verschwand im Spectrum des
Wasserstofik bei abnehmender Helligkeit zuerst die Linie
Hß^ dann Ha^ während Hy bis zuletzt sichtbar blieb. Diese
Linie ist ee nun auch, welche man allein im Spectrum
dar meisten Nebel findet. Ganz ähnliche Resultate ergab
der Versuch mit dem Stickstoffspectrum. Es bestätigt sich
abo die schon von Hüogins als Vermuthung geäusserte
Ansicht» dass die anderen Linien, welche in den Spectren
des irdischen Wasserstoffs und des Stickstoffs vorkommen,
bei der Fortpflanzung des Lichtes durch den unmessUchen
Raum von dem Nebelflecke bis zu uns ausgelöscht werden.

Ausser obigen drei hellen Linien zeigte das Spectrum
des Nebelflecks (Fig, 160) noch ein äusserst schwaches
Qpntinuirliches Spectrum von kaum wahrnehmbarer Breite,
welches seiner Natur nach nur von dem diffusen Lichte
eines schwach glühenden festen oder flüssigen Kerns, oder
auch von dem Lichte einer matt leuchtenden, in der
Form eines Dunstes von festen oder flüssigen Theilchen
bestehenden Materie herrühren konnte.

Alle planetarischen Nebel haben dasselbe Spectrum;
die hellen Linien derselben glänzen mit einer relativ be-
deutenden Lichtstärke im Spectroskope, obgleich die Nebel-
flecke selbst nicht deutUcher sichtbar sind wie die Sterne

B48 Die Spectralanalyse.

neunter Grösse. Der Grund davon ist der, dass das Licht
der letzteren sich auf ein continuirliches Spectrum aus-
breitet, während das Licht der Nebelflecke auf ein paar
Linien concentrirt bleibt; es ist also derselbe Grund,
welcher macht, das man am hellen Tage das Spectrum
der Sonnenprotuberanzen gleichzeitig mit dem sehr abge-
schwächten Spectrum des Tageslichtes beobachten kann.

Prof. C. Pickering hat das charakteristische Spectrum
der planetarischen Nebel im Gegensatze zu demjenig^
der Fixsterne mit Glück benutzt, um solche planetarische
Nebel zu entdecken, die wegen ihrer Kleinheit sich auch
in den grössten Teleskopen nicht von kleinen Fixsternen
unterscheiden lassen. Zu diesem Zwecke wurde zwischen
dem Objectiv und dem Ocular des 15zolligen Refractors
zu Cambridge M. ein kleines geradsichtiges Spectroskop
angebracht und das Femrohr in seiner Lage festgeklemmt
Die unimterbrochen durch das Gesichtsfeld ziehenden Fix-
sterne zeigten farbige Lichtlinien, die sich sehr chai-ak-
teristisch von dem monochromatischen Lichte der Nebel-
Hecke unterschieden. Auf diese Weise gelang es demselben
schon bei der ersten Anwendung dieser Methode vier neue
planetarische Nebel zu entdecken.

Fig, 162 ist der planetarische Ringnebel im Wasser-
mann^ nach der von Lord Rosse gemachten Zeichnung.
Derselbe hat ein Spectrum von drei hellen Linien, von
denen die eine auf die Anwesenheit von Stickstoff, die
andere auf Wasserstoff hinweist.

Auf den ersten Blick erkennen wir in dem Nebelfleck,
Fig, IH3y einen der von Rosse sogenannten Spiralnebel
(H. 4964); derselbe ist dadurch merkwürdig, dass sein
Sj)e(truni vier glänzende Linien zeigt, unter denen ebenfalls
sowohl die Stickstofi- als die Wasserstofflinie vorkommt

1- Spcrtra dor Sie

HüooiNS sah im S
/^ym- (H. 4447), Fig. lä-i
Linie und zwar die des
StickstofTs, später noch
eine andere. Wenn man
das Spectroskop so auf
den Nebelfleck richtet,

' dass der Spalt denselben
ganz durchschneidet, sn
erscheint die helle Liiiif
aas zwei glänzeaden
Strichen zusammenge-
setzt, welche den un-
teren und oberen Ring-
8chnitt«n eutsprecheii.
Diese beiden Striche
sind durch einen schma-
len Strich verbunden,
welcher zeigt, (la.sg
der hchtschwache innere
Theil des Nebels von
derselben Ueschatfenheit
ist vrie der umgebende
Ring.

Das kraftvolle Instru-

1 ment zu Bothcamp zeigte
jedoch auch im Spe*--
trum dieses Ringnebels
drei Linien, von denen
der dritten wegun Lieh
werden konnte; letztere

f (S. 350), anfangs nur eine helle

Fig. iüL".

HC-),,. Sp«trüB..
F,g. Ml.

zwei gemessen wurden, die Lage
tschwäche jedoch nur geschätzt
fällt Dach Vogel's Meinung uu-
imen; auch in dem schwächern,

850

Die SpecmiI«Ii«IjriiB.

i-ie, l^i^.

den Nebi'lring ausfiillenden Nebel konnte Vookl die bi
eisten Linien erkennen.

D<T gi'osse Orion-Kebel ist mebrfacti Gegenstand
speutroskopi^clien Oiit«rsiic)iuug gewesen; sein sichtbf
Spectrum be«tebt aus drei sehr deatlicb ausgeprt
heilen Unien, von denen wieder die eine die Süoksl
die andere die Wasserstofflinie ist.

Nach Vogbl's Untersuchungen treten die genannt»
ilrei Linien in alk'n Theüen des Nebels auf und auch ihre
relative Helligkeit ist überall die
gleicJie. Sie stehen auf ganz dunklem
Gründe und keine Spur eines con-
tiniiirlichen Spectrums ist sichtbar. Die
\Vtitenlauge dieser Linien bestimmte
\ nüEL zu resp. 500,3, 495,8 und 466,1
iiiilliuutel Millimeter,

Ucbrigens haben sowohl Lleul
tlKRscHEL in Indien als auch
Uus3E und Prof. Winlock (vom Har^*
Kingn*i>(i in der i.eyrr u-ard Obserratorium) noch eine vierte
helle Linie in diesem Nebel gefunden,
welche Hugqdis bereits in dem Nebel H. 4964 f/'ij?. 163J
angetroft'eu hat und die wahrscheinlich ebenfuUs dem
Wasserstoff angehört. Auch Vogel hat diese Linie später
gesehen. Möglicberweise sind noch andere sehr schwache
Linien iu diesem Spectrum vorhanden, zu deren Wahr-
nehmung aber weit grössere und mächtigere Instrument
erforderüch sind, als bisher zu Gebote stehen,

nie spoctroskoptsche Methode, durch welche bei eii
Anzahl von Fixsternen die in der Richtung zum Beob-
achter liegende Bewegungscompouente i'rmittelt wui-de, ist
von HuaoiNB auch auf die NebelÖecke angewandt worden]

itenagg||fl|

1 ffiMf^^

«ntai^_

Speotra der Sternhaufen und Nebelflecke. 351

bei den sieben genauer untersuchten Nebeln zeigte sich
keine Verschiebung der beobachteten Linie, welche auf
eine Geschwindigkeit von wenigstens 30 engl. Meilen in
der Secunde hätte schliessen lassen.

Das spectroskopische Studium der Nebelflecke ist noch
zu jungen Datums und bei den gegenwärtigen Hülüsmittehi
zu schwierig, um weitere Resultate zu liefern. Es mag
jedoch erw^ähnt werden, dass in dem Gasspectrum des
Nebels im Drachen (H. 4374), den Huggins zuerst unter-
suchte, 1864 die Linie 2 heller als 3 war, während Vogel
1871 im Widerspruch mit Huggins die Linie 3 an Hellig-
keit gleich 2, bisweilen sogar noch etwas heller fand,
d' Arrest im folgenden Jahre dagegen abermals 2 unzweifel-
haft heller als 3 sah. Hier scheint also die Vermuthung
berechtigt, dass eine gewisse Aenderung im Zustande des
Nebellichtes stattgefunden habe.

Bei der gewöhnlichen spectroskopischen Beobachtung
der Nebelflecke gewahren wir nur die sichtbaren Strahlen
derselben; wollen wir auch die unsichtbaren Strahlen jen-
seits G und H zur Wahrnehmung bringen, so sind wir auf
die Photographie angewiesen, welche wie bei den Sternen
auch die ultravioletten Strahlen darstellt und damit das
sichtbare Spectrum ergänzt. Mittels des Apparates, den
Huggins zur Photographie der Stemspectra benutzte und
der § 26 beschrieben ist, gelang es ihm am 7. März 1882,
auch das Spectrum des Orionnebels zu photographiren.
Die Dauer der Exposition betrug 45 Minuten und der Spalt
wurde etwas weiter geöffnet als bei der Photographie der
Stemspectra. Die photographische Platte zeigt deutlich
die vier hellen Linien, welche das Spectrura des Nebels
charakterisiren. Ausser ihnen erscheint noch eine starke
Linie im Ultraviolett, deren Wellenlänge 373,0 milUontel

nie Sp«lr»Unnly«e.

Millimeter beträgt. Sie
lallt Dach der Ansicht von
HuQQiKS zusantmen mit
der Linie C des typischen
photographischen Spee-
trums der hellsten weissen
Sterne und gehört viel-
leicht dem WasserstoÖ" an.
Fiij. 16ä zeigt das photo-
graphirte Spectrum des
(Jrioiinebels uud darüber
das Spectrum der weissen
SteiTie. Im Spectrum des
Nebels sind die Linien Hy
und ffß schmal und gut
be^enzt. während sie
Spectrum der w
Sterne breitet' uüd
waschen sind (s. Tafel 18).
Fast gleichzeitig mit
HuQQDJS hat sich auch
H. Dbapeh mit der Photo-
graphie des Orioiinebel-
Spcctrunis beschäftigt. Er
fand die merkwürdige
'l'hiitsuche, dass in jenem
N cbol . unmittelbar
■Icni Trapez zwei hi
Stellen vorhanden
welche ein continoirliches
Spectrum geben. Dortmuss
flieh also entweder ein Gas

vor^_
elleaM
srndB

Spectra der Sternhaufen und Nebelflecke. *V}*1

auter sehr hohem Druck oder eine flüssige oder feste
selbstleuchtende Materie befinden, aber Sterne von einiger
Helligkeit zeigen sich an jenen Stellen nicht Die Wasser-
stofflinie Hy zeigt sich in der Photographie von Dbapeb
stark und scharf begrenzt, diejenige bei h ist dagegen sehr
fein, und ausserdem zeigen sich noch Spuren anderer
äusserst feiner Linien im Violett. Die Linie C> welche
HuQGiNS in seiner Photographie des Spectrums vom Orion-
nebel erhielt, fehlt in Dbapeb's Photographie; dies kann
nach des Letztern Meinung daher rühren, dass Huggins
den Spalt des Spectroskops auf eine andere Region des
Nebels gerichtet hatte, oder auch weil derselbe einen Re-
tiector, Dbapeb aber einen Refractor anwandte, oder end-
lich auch von der Art und Weise der Entwickelung des
photographischen Bildes selbst.

HuoGiNS theilt auf Grund seiner Beobachtungen die
Nebelmassen in zwei Gruppen ein; dieselben umfassen

1) die Nebel, deren Spectrum aus einer oder meh-
reren hellen Linien besteht;

2) die Nebel, deren Licht durch das Prisma in ein
Spectrum von continuirlkhem Ansehen ausgedehnt
wird.

Von sechzig durch Huggins untersuchten Nebelflecken
gehört ungefähr ein Drittel der ersten Ginippe an; ihr
Spectrum besteht aus einer, zwei oder drei hellen Linien,
einige zeigen zugleich noch ein sehr schmales, schwaches,
continuirliches Spectrum. Es sind die folgenden:*

Nr. 4373 . .

. 37 //. IV

Nr. 4510 . .

. 51 //. IV

„ 4390 . .
„ 4Ö14 . .

. 0 :s

. 73 //. IV

^ 4028 . .
^ 4447 . .

1 //. IV

RinKnebel der
LcvtT

* Die Zahlen beziehen sich auf den Generalkatalog von J. Hkrschkl.
SthtUen, SpcetraUnalyHe. 11. 23

354

Die Spectralaoalysc.

Xr.

49<>1 . .

. 18 //. IV

Nr.

4499 . .

38 H. VI

4532 .

Duinb-bell

«•

4827 . .

. 705 H. 11

1189 . .

Orion-Nebel

4627 . .

. 192 H. I

2102 . .

. 27 H. IV

385 . .

76 3/

4214 . .

5 2

386 . .

. 193 //. I

1403 . .

. 17 M

2343 . .

. 97 M

4572 . .

. 16 H. IV

Sternhaufen und Nebel mit anscheinend continuir-
lichem Spectrum ohne Linien:

Nr.

4294 . . .

92 M

Nr. 4230 . . .

13 Sf

4244 . .

50 H, IV

„ 4238 . . .

12 M

116 . .

Andromeda-Nchcl

, 4244 . . .

50 H. IV

117 . .

32 .1/

, 4256 . .

10 M

428 .. .

55 Andromoda»

, 4315 . . .

199 H. II

826 .. .

2 i/. IV

^ 4357 . .

11 M

4670 . .

15 M

« 4437 . . .

11 M

4678 . . .

18 H. V

, 4441 . .

47 B. I

105 .. .

151 H. 1

„ 4473 . .

Anw. 44

307 . .

156 H. 1

„ 4885 . .

56 3/

575 . .

. 156 U. I

, 4526 . .

2081 h

1949 . .

81 M

, 4625 . .

52 H. I

1950 . .

82 M

. 4600 . .

15 H. V

3572 . .

51 M

, 4760 . .

207 H. V

2841 . .

43 //. V

. 4815 . .

53 //. I

:M74 . .

6:; M

, 4821 . .

. 233 H. II

3636 . .

3 M

. 4879 . .

251 H. 11

4058 . .

215 H. I

., 488:^ . .

212 //. I

4159 .

. 1945 h

Es ist von Interesse zu erfahren, inwiefern und in
welchem Umfange die Classification der Nebelflecke, wie
sie durch das Spectroskop angezeigt wird, mit denjenigen
Uesultaten über die Auflösbarkeit übereinstimmt, welche
man durch die Riesenteleskope erhalten hat

Die folgende Tabelle giebt hierüber Auskunft; sie
rühi-t von Lord Oxmantown her, der alle Beobachtungen
von HudciiNs mit denjenigen, die an dem grossen Spiegel-

Spectra der Stornbanfen und Nebelflecke. 865

teleskop seines berühmten Vaters, des Lord Rosse, ange-
stellt wurden, verglichen hat.

Contin. Linien-

Spectrum Spectrnin

Sternhaufen 10 0

AufgelöHt oder wahrscheinlicb* aufgelöst .... 10 0

AuflöHbar oder wahrscheinlich auflösbar .... 5 6

Blau odf r grün, wahrscheinlich nicht auflösbar . . 0 4

Ohne wahrgenommene Auflösbarkeit 6 5

'31 15

Nicht beobachtet durch Lord Rossk 10 4

Im Ganzen 41 19

Die Hälfte der Nebel, welche ein.continuirliches Spec-
trum gaben, ist also in Sterne aufgelöst worden, und ein
Drittel ist wahrscheinlich auflösbar, während von den
Nebeln mit Linien-Spectren nicht ein einziger von Lord
Rosse mit Sicherheit als aufgelöst gesehen worden ist.
Unter Berücksichtigung der grossen Schwierigkeiten dieser
Untersuchungen kann man daher kaum noch daran zwei-
feln, dass eine Uebereinstimmung zwischen den Resultaten
des Teleskops und des Spectroskops besteht, und diejenigen
Nebelflecke, deren Spectrum continuirlich erscheint, als
eine Anhäufung von wirkUchen Sternen, als Sternhaufen^
zu betrachten sind, wogegen die Nebel, deren Spectrum
aus hellen Linien besteht, für leuchtende Gasmassen ge-
halten werden müssen, in denen Stickstoff und Wasserstoff'
die vorwaltenden Bestandtheile sind. Obgleich die spec-
troskopische Untersuchung der Nebelflecke sich trotz aller
bisherigen Fortschritte noch im Anfangsstadium befindet,
so besitzt sie doch schon durch die erlangten Resultate
eine grosse Wichtigkeit für das Studium aller Fragen,
welche mit der Entwickelung des Universums in Verbin-
dung stehen. Die genialen Schlüsse des altern Herschel,
der lediglich aus den Beobachtungen mit seinen grossen

23*

^5o Diif SpectralanalrM.

und lichtstarken Spiegelteleskopen auf das Vorhandenseiu
«irklicher Nebelmassen und sogenannten kosmischen Welt-
dnnstes schloss nnd in diesem die Keime der Sonnen- und
Planetensysteme erblickte, haben durch die spectrosko-
l^ischen Forschungen eine wichtige Unterstützung erhalten
und sind so aus dem Bereiche blosser Speculation der
wissenschaftlichen Elrgründung näher gerückt worden.

Fünfte Abtheilung.

Die Ergebnisse der spectroskopischen Untersuchung der

Kometen und Sternschnuppen.

31. Die Kometen.

Die Kometen unterscheiden sich durch ihr äusseres An-
sehen und die kurze Dauer ihrer Sichtbarkeit, sowie durch
ihre Bahnen und ihre Beschaffenheit wesentlich von den
Weltkorpem, mit denen wir uns bis jetzt beschäftigt haben.
Die uns sichtbar werdenden Kometen bewegen sich zwar
sämmtlich um die Sonne als Bewegungscentrum, aber ihre
Bahnen sind im Einzelnen sehr verschieden. Mehrere von
diesen räthselhaften Gestirnen haben geschlossene Bahnen
um die Sonne, die sie in regelmässig wiederkehrenden
Perioden durchlaufen; andere kommen ganz unerwartet
aus dem Weltenraume in unser Sonnensystem und ent-
fernen sich darauf auf Nimmerwiedersehen. Zu den ersteren
gehören folgende:

Komi>t

UmlaufB-

GrSsBte Sonnen-

zcit

NÄhe

Ferne

Jahre

Ot-ographitche Meilen

:f/.

i) Millionen

1
81

Millionen

öV,

100

5'/.

, 112-

6'/4

122

7'/..

118

7Ö'/,

11V. -

ÜOn

Encke's
Winnccke's
Br(»rsfn's .
Biela\s . .
avr s . .
Halle}* 's

860 Die Spectralanalys«.

Während die vorstehenden Kometen eine kurze üm-
laufszeit haben, ergeben die nach den gemachten Beobach-
tungen angestellten Berechnungen fiir die Kometen von
1858, 1811 und 1844 bezüglich die Umlaufszeiten von
2100, 3000 und 100000 Jahren, oder richtiger ausgedrückt:
die Umlaufszeiten dieser Kometen sind so gross, dass wir
sie gar nicht genauer bestimmen können. Nicht minder
grosse Verschiedenheiten zeigen die Kometen in Bezug auf
ihre Annäherung und Entfernung zur Sonne. Encke's
Komet ist in dem Perihelium der Sonne zwölfmal näher
als im Aphelium; einige von ihnen, deren grösste Sonnen-
feme weit über die Jupitersbahn hinausliegt, kommen der
Sonne so nahe, dass sie beinahe ihre Oberfläche streifen.
Der Komet von 1680 kam der Sonne so nahe, dass nach
Newtün's Schätzung seine Temperatur die des weissglü-
henden Eisens um das Zweitausendfache übertraf; er bheb
bei seiner grössten Annähenmg an die Sonne nur um ein
Sechstel ihres Durchmessers von ihr entfernt; ebenso war
der Komet von 1843 der Sonne so nahe, dass er infolge
seines Glühens und des dadurch hervorgerufenen grossen
Glanzes am hellen Tage gesehen werden konnte.

Viele Kometen zeigen eine centrale, mit mildem Lichte
leuchtende Scheibe, die man den Kern nennt; der Kern
ist umgeben von einer matter leuchtenden Dunst- oder
Nebelhülle, der Coma; Kern und Coma bilden den Kopf
des Kometen. In den besten Fernrohren schrumpft übrigens
der Kern eines Kometen fast zu einem Punkte zusammen,
so dass es zweifelhaft bleibt, ob in Wirklichkeit über-
haupt ein eigentlicher Kern vorhanden ist. Bei fast allen
Kometen, welche mit blossem Auge sichtbar sind, geht
vom Kopfe ein mehr oder minder breiter und langer, ge-
radliniger oder gebogener, einfacher, sehr selten mehr-

361

fat:ht'r Uchtstreileii ans. der Ä/itc*i/, fitr dessen Richtung
ttn Allgemeineu die Regel gilt. Jaa» er tio» der ^oHiif ab-
(feweniiet ist und die Verlängerung einer di« Siinue und den
KomeUn verbijidecden geraden Lioie bildet. Während der
Schweif bei den teleskupischen Kometen häutig fehlt und
diese dann das Ansehen eines grossem
oder kleinern, mehr oder minder regel- *''ö- "'''-

massigen Nebels haben, Fig. 166 (Donäti'm
Komet bei seinem Erscheinen am 2. Juni
1S58), zeigte der Jnlikomet von 1861,
Fig. 167, swei Schweife; der Komet von
1844 hatte sogar' sechs Sehweife.

Die Schweife wie die Coma d«r Ku-
meten sind durchsirhlit/ und bewirkten
keine Brechung der Lichtstrahlen, welche
von den dahinter stehenden Sternen ausgehet
am HALLST'schen, Stbuve am BiELA,'echen Kometen Fix-
sterne nur wenige Secimden vom Mittelpunkte lunter dem
Kerne, der über sie hinwegging und sie weder uusichtbai'

macht^e, noch selbst merklich schwiiuhte ; aus den angestell-
ten genauen Messungen und den Berechnungen über die
Bewegung des Komet«n eigab sich zugleich, dass keine
Brechung des Lichtes den Ort jener Sterne verändert hatte.
Gleiche Beobachtungen wurden an dem Don ati 'sehen
Kometen von 1058 (Fii/. 168) und dem Juhkometen von

86S Di« »iwelniloimljw.

1861 (Fig. 169) gemacht. Dicht am Kopfe des .
an einer Stelle, wo der begiimeude Schweif gegeo :
Meilen dick war, sah luaii <leu Stcru Arcturus kell durch-
leuchten; bei beiden Kometen funkelt« eine Meügp FixsteiiM!
durch den noch viel dickern Schweif mit ungeschwäditfim
Lichte hindurch. Der Komet von 1828 bildete eine Kugel
von ungefähr 125U00 Meilen Durchmesser, und dennoi'Ji
sah Strüve durch die Mitte desselben einen Stern elftL-r
Grösse, so daas diesen Beobachtungen üufolge das Dn-
z wische II treten eines Koniet^fii diis Licht der Sterne nicht
utilhäU. ^H

Die Nebelhulle odw Coma zeigt VerUnderung«! J
der Form und Grösse, je nachdem sich der Komet i
Sonne nähert oder sich von ihr entfetut Man sollt«
glauben, dass sich die Nehelhulle bei der Äuniüierung an
die Sonne infolge der stitrken Erhitzung stets auflockern und
ausdt'hnen werde; aber mau hat bei vielen Kometen gerade
djLS I'jitgegeugesetzte beobachtet, Bei <lein ENUKBschen
Kometen z. B. war im -Jahre I8li» der Durchmesser der
C!oma am 9. October 61000 Meilen, am 25. Oclober 26200
Meilen, am 23. November 84U0 Meilen und am 17. Decem-
ber nur noch 650 Meilen.

Der Sckwuif ist eine Fortsetzung der Coma und i
scheint, wie schon bemerkt, in den meieten Fällen von i

SoDue abgekehrt, mag sich der Komet der Soime iiiihun
oder sich von ihr entfernen.

Die Fü/. 170, eine Zeichnung des Prof. Joh. MUlleu,
niwht diese Schweifstellung sehr anschaulich. In dem
Sternkärtchen sind auf der uiitereu Linie reehts die Stellen
bezeichnet, an welchen die Somie ani 27. September, am
8. und 14. October stand, und diese HonneuÖrter sind mit
den gleichzeitigen Uertem des DoNATi'schun Kometen dui-eh

Fig. IUI).

gerade Linien verbunden. Der Schweif erschien stets ge-
krünimt, und zwar mit der convexen Seite nach derjenigen
Richtung hm gewendet, nach welcher sich der Komet fort-
bewegte. Dabei zeigte sich diese voranschreitende Seite
weit schärfer begrenzt als die concave, gerade so als ob
irgend ein widerstehendes Medium sich der Fortbewegung de»
Schweifs entgegengestellt und diesen zurückgedrängt hätte.
Bei der Annäherung eines Kometen au die Sonne
vergrösaert sich der Schweif regelmässig, woraus folgt.

das8 die iiionne, sei es infolge <ler Wilrmewii-kimg udcr
auf andofp Wt'isc, zur Sfhweifbildung wesentlich beiträgt

und dio Alisondfrung niateriellei- Theilc vom Hauptkörper
der Koiiiet«u verureacht. Die Läagi" der Schweife liegt
nur in seltenen Fällen unter 100 ÜÜU Meilen, in andereii
Fftllen aber ersti-eckt sich di^lbe p,uf 2Ü, 30 und i

Die Kometen. 865

Millionen Meilen. Die Breite des Schweifes des grossen
Kometen von 1811 war an der breitesten Stelle bei
3000000 Meilen, die Länge 25000000 Meilen und bei dem
zweiten desselben Jahres sogar 30000000 Meilen. Und
doch geht die Bildung des Schweifes in sehi* kurzer Zeit,
oft in einigen Wochen und Tagen vor sich.

In welcher Weise die Annäherung an die Sonne auf
die Schweifbildung einwirken kann, zeigt der Komet von
1680, der in seiner grössten Sonnennähe stündlich einen
Weg TOn 260000 geographischen Meilen zurücklegte und
dabei in zwei Tagen einen Schweif von 12000000 geo-
graphischen Meilen ausstiess.

Eb ist sehr wahrscheinlich, dass unsere Erde am
30. Jnni 1861 durch die Schweifmaterie des prachtvollen
sogenannten Jtdikometen (Flgg, 171 und 172)^ der am
29. Juni plötzlich am nördlichen Himmel erschien, hin-
durchgegangen ist, ohne dass wir etwas davon wahrgenom-
men haben. Aehnlich verhielt es sich mit dem Kometen
von 1776, der mitten zwischen den Trabanten des Jupiter
hindurchging, ohne diese in ihrem Laufe auch nur im
Mindesten zu stören. Ein Gleiches geschah aber nicht an
dem Kometen; die Einwirkung des Jupiter auf seine ge-
ringe Masse war ^o gross, dass er volbtändig aus seiner
langgestreckten Bahn hinausgeschleudert und in eine neue
hineingedrängt wurde, welche er nun in ungefähr 20 Jahren
durchläuft.

Sobald sich ein Komet der Sonne nähert, beginnen
sich auf seinem Kerne Processe zu entwickeln, welche sich
im Femrohre als Ausströmungen leuchtender Materie dar-
stellen. Solche Ausströmungen sind zuerst von Heinsius
an dem grossen Kometen des Jahres 1744, sodann von
Bessel an dem HALLEY'schen Kometen (1835) viele Tage

iVK Vir Rpfrtraliinalror.

lang beobachtet und sorgfältig nach Lage und Rich-
tung gemessen worden. Diese Ausströmung ging bei Aev
letzteren Kometen in der Form eines ausgebreiteten
Fächers aus dem Kerne hervor und die Richtung ihrei'
Mittellinie ging anfangs ziemlich nahe auf die Sonne
ZU! bald aber veränderte sich diese Richtung und i

f ernte sieb abwechselnd bald nach rechts, bald nach
links viin dem Radius Vector, so daas der ausatrömende
Lichtkegel nach Art eines Pendels eine drehende oder
schwingende Bewegung zeigte. Die Ausströmungen aus
dem Kerne waren am lebhaftesten, wenn sie in gerader
Richtung nacli der Sonne hin erfolgten; sie nahmen jedes-
mal ab in dem Masse, wie sich ihre Richtung von deiu
[ladiuB Vector entfernte, und hörtan ganz au^ wenn der

mit grosser G^schwiudigkciL Hich von der Sonne entfernte.
Hiermit stimmt die Erscheinung iiberein. das» die Aos-
stromuug der Kometen materiu nach der Sonne hin sich
zuweilen in periodisch wiederkehi'eudeu Intervallen wieder-
holt; bei dem Kometen von 1862 brach, als der erste
Dunststrom verschwunden war. sofort ein /weiter hervor,
wid lUs auch dieser erschöpft zu sein schien, kam der tirste

8(>8 Die Spectralaualyse.

wieder zum Voi-schein. Die Kometen von 1858 (Doxati)
und von 1861 zeigten eine Menge solcher leuchtender
Dunstströme, die nach der Sonne hin ausgestossen wurden
und auf der Sonnenseite des Kometen ein Maximum der
Fortbewegung erlangten, dann aber nach der entgegen-
gesetzten Seite umbogen und dadurch mehrere Höfe oder
rückwärts bis zum Schweife sich verlängernde Bögen bil-
deten, wie es in den Figg» 171 und 172 nach den von
P. Secchi gemachten Beobachtungen in etwas übertrieben
scharfen Contouren dargestellt ist.

Die Geschwindigkeit, mit welcher sich die ausgestossene
Materie des Kometen von der Sonne entfernt und als Schweif
aufwärts steigt, ist zuweilen ungemein gross. Olbebs fand
auf Grund von genauen Messungen an dem Schweife des
grossen Kometen von 1811, dass derselbe über 12000000
geographische Meilen lang war und dass diese ungeheure
Länge von dem Kometendunste in etwas mehr als 1 1 Tagen
durchflogen wurde.

Endlich müssen wir noch der merkwürdigen Erschei-
nung gedenken, dass sich ein Komet zuweilen in zwei
Theile theilt und die beiden getrennten Theile dann als
selbständige Kometen ihre Bahnen verfolgen. Ein solches
Ereigniss hat sich unter den Augen der Beobachter im
Jahre 1845 an dem BiELA'schen Kometen vollzogen. Als
dei*selbe im Jahre 1845 am 2^. November beobachtet
wurde, erschien er als schwacher, nicht völlig runder
Nebelfleck mit einer geringen Verdichtung gegen die Mitte
hin. Am 19. December wai* er etwas mehr in die Länge
gezogen, und 10 Tage später hatte er sich in zwei deut-
lich getrennte Nebelmassen von gleicher Dimension zer-
theilt, die beide mit Kopf und Schweif versehen waren
und von da an länger als 3 Monate in einem Absta.nde

Die Kometen. 869

von Vfo> später von Vs Mondbreite neben einander fort-
liefen. Im August 1852 kehrte das Kometenpaar zurück;
der Abstand beider Körper, welche über 6*/2 Jahre ge-
meinschaftlich ihre Bahn um die Sonne durchlaufen hatten,
war in dieser Zeit erheblich gewachsen und von 34000
auf 300000 Meilen gestiegen. Aber damit nicht genug;
gemäss der bekannten Umlaufszeit stand im Jahre 1859
und nochmab im Jahre 1866 seine Rückkehr wieder zu
erwarten, und zwar musste er von der Erde aus gesehen
werden, da seine Bahn die Erdbahi\ an der Stelle durch-
schneidet, wo die Erde sich am 30. November befindet.
Aber aller Nachforschungen ungeachtet hat man nichts
von ihm gesehen, und es scheint, dass er sich aufgelöst
und eine andere Form seiner Existenz angenommen hat,
auf die wir später zurückkommen werden.

Wir mussten auf die wichtigeren Erscheinungen, welche
die Kometen theilweise schon dem blossen Auge, haupt-
sächlich aber. dem Teleskope darbieten, etwas weitläufiger,
als es unser nächster Zweck zu verlangen scheint, eingehen,
um einen Ausgangspunkt für die Beantwortung der Fragen
nach der physischen Natur dieser Himmelskörper zu ge-
winnen und einen Massstab zu erhalten bei der Vergleichung
desjenigen Materials, welches uns die teleskopische Beob-
achtung und die Spectralanalyse darbietet.

Diese Fragen sind nämlich einestheils darauf gerichtet,
ob die Kometen, wie die Fixsterne und Nebelflecke, eigenes
Licht ausstrahlen oder gleich den Planeten im reflectirten
Lichte der Sonne leuchten, anderntheils auf die stofl*liche
Zusammensetzung und die physische Constitution derselben.
Es ist wahrscheinlich, dass die Kometen aus einem Stoße
bestehen, der entweder wie die Gase im höchsten Grade der
Verdünnung vollkommen durchsichtig ist, oder aus zahllosen

SehtUtn, Spectralanalyse. II. 24

870 Dio Sportralanalyse.

kleinen festen Körperchen zusammengesetzt ist, die unter
sich leere Zwischenräume bilden, durch welche das Licht
der Sterne ungehindert durchstrahlt und die, durch die
gegenseitige Anziehungskraft zusammengehalten, neben ein-
ander wie Theilchen einer Staubwolke durch den Welten-
raum fliegen. Es ist auch nicht undenkbar, dass gewisse
Kometen Anhäufungen weissglühender Gase sind von ähn-
licher Beschaffenheit wie die Nebelflecke.

Man hat geglaubt, dass die Physik in der Polarisation
des Lichtes ein Mittel besitze, um zu erkennen, ob das
Licht, welches von einem Körper ausgeht, eigenes oder
fremdes ist, und hat dann, gestützt auf die mit derartigen
Instrumenten an den Kometenkemen angestellten Beob-
achtungen, die Behauptung als unzweifelhaft ausgesprochen,
dass das Kometenlicht kein eigenes, sondern das reflectirte
Sonnenlicht sei. Aber Beobachtungen dieser Art sind
durchaus nicht entscheidend, weil in dem genannten In-
strumente das unregelmässig zurückgeworfene diffuse Licht
eben so wenig polarisirt erscheint als dasjenige, welches
einer selbständigen Quelle entströmt.

Sehen wir jetzt zu, was die Spectralanalyse bezüglich
der Kometen geleistet hat, wobei wir zunächst nur von
dem sichtbaren Spectrum derselben sprechen werden.

Donati in Florenz hat zuerst das Licht eines Ko-
meten (I. 1864) spectralanalytisch untersucht; er vergleicht
das Spectrum desselben mit dem der Metalle, in welchem
die dunklen Theile breiter als die leuchtenden seien, und
betrachtet das ganze Spectrum als aus drei hellen Linien
zusammengesetzt.

Secchi und Huggins beobachteten im Januar 1866
den Kometen von Tempel und fanden ein an beiden Enden
allmählich vorschwindendes conti nuirliches Spectrum, in

Die Kometen. 371

welchem Secchi dm, Hüggins jedoch nur eine helle Linie
sah. Die von beiden Beobachtern gesehene Linie war die
glänzendste und lag etwa in der Mitte zwischen b und F
des Sonnenspectrums.

Weder über die Natur noch den Aggregatzustand der
Stoffe, welche reflectirtes Licht in das Spectroskop brin-
gen, giebt das continuirliche Spectrum Auskunft; doch ist
es wahrscheinlich, dass die Coma und der Schweif aus
demselben Stoffe bestehen wie der Kern. Die vorstehenden
Beobachtungen geben daher nur das Resultat, dass ein
glühendesj leuchtendes Oas auf den Kometen vorhanden
ist^ dass aber zugleich, sei es von diesem Gase oder von
anderen nicht leuchtenden Bestandtheilen des Kometen,
das Sonnenlicht reflectirt wird.

In den Jahren 1866 und 1867 beobachtete Hüggins
die Spectra zweier kleiner Kometen und fand, dass die-
selben ebenfalls aus einem ununterbrochenen und einem
Linienspectrum zusammengesetzt waren. Das Licht dieser
Kometen war also wie das des TEMPEL'schen theils reflec-
tirtes Sonnenlicht, theils von der Kometenmaterie ausge-
strahltes eigenes Licht.

Das Jahr 1868 brachte die Wiederkehr zweier perio-
discher Kometen von grösserem Glänze, den Kometen I.
von Brobsen und II. von Winnecke.

Brobsen's Komet (I. 1868) hatte im Teleskope das
Aussehen eines fast runden Nebels, in welchem die Hellig-
keit nach dem Centrum rasch zunahm; auch zeigte sich
nur die schwache Spur eines Schweifes, eigentlich nur eine
kleine Ausdehnung der Nebelhülle nach der von der Sonne
abgekehrten Seite hin.

Secchi untersuchte den Kometen mit dem einfachen,
geradsichtigen Spectroskope und verglich das Spectrum des-

24*

H» HfMl^^l^^^^^^^^^^P^

^^K alliai ntt dem der Ven». ioden Komet tnd Fbael loch

^^H einuder u dieselbe Steile des Siidien gebncht wirda.

^^ F*. ra ^H

f -^ ^-t ■

^^^^^^^H'

^^^^HHHH^^^^H'

^^■^^^■1^'

mi^^Bpnpip^^H'

H^^^^^^^HH^^^^^^^H 7

Sptrt* der XDticlea Ton Brorim nitd WiniKckr. rerglichcn mil d^n Spertrap.^^^

HuooiNS beobaclitete denselben vom 2. bis 13. MJ^H

Mai iiod fand wie Secchi, dass das Sptctrum, Fig. 179^^

Nr. 'k ilhfoiUiniitrlick war und aus drei hellen Banden be-

1 staiid, die zeigten, da^ dae- Liebt nicht bloss vom C'^iitrum

Die Kometen. 378

des Kopfes, sondern auch von der Coma in das Spectro-
skop drang. Die lebhafteste Lichtzone war die mittlere,
im Grün, ungefähr in der Mitte zwischen den Fraün-
HOFEB'schen Linien b und F. Wenn der Himmel sehr
günstig war, so reducirte sich diese Zone auf eine ein-
fache glänzende Linie. Weniger intensiv, aber immer noch
hell leuchtend war die zweite Zone in dem Gelbgrüu',
ziemlich in der Mitte zwischen den FBAUNHOFEB'schen
Linien b und D; zuweilen konnte man noch im Roth einen
Streifen unterscheiden, aber er war schwer zu iixiren. Die
dritte Zone beÜEind sich seitlich vom Blau nach dem Vio-
lett hin, ungefähr auf einem Drittel der Entfernung zwi-
■dben F und G von F aus.

Ein äusserst schwaches, in der Figur nicht eingetra-
geneB Licht erfüllte gleichzeitig den ganzen Raum des
Specirums, das Anzeichen eines imgemein matten con-
HMdrlichen Spectrums.

Durch Verengerung des Spaltes liesseu sich diese
leuchtenden Bänder nicht in Linien auflösen, wie es der
Fall ist mit den hellen Linien der Nebelflecke; die feinere
Stellung des Spaltes hatte jedesmal ein Erblassen der
Lichtzone bis zum vöUigen Verschwinden zur Folge.

Das Spectrum des BRORSEN'scheu Kometen hat grosse
Aehnlichkeit mit dem von Donati beobachteten, aber es
unterscheidet sich wesentlich sowohl in der Natur als in
der Lage der hellen Lichtzonen von dem Spectrum der
Nebelflecke; ein Vergleich dieser beiden Spectra Nr. 5
und Nr. 7 zeigt dieses auf den ersten Bück.

Der Komet IL 1868 wurde zuerst in der Nacht vom
13. auf den 14. Juni 1868 von Winnecke in Karlsruhe
beobachtet und strahlte bald in einem solchen Glänze, dass
man ihn wie einen Stern siebenter bis achter Grösse mit

374 Die iSpectralaiialyse.

})los8em Auge sehen konnte. Der Durchmesser der Coma
betrug mit Einschluss der äussersten schwach leuchtenden
Hülle ungefähr 6' 20", die Länge des Schweifes über P.
Letzterer gin<5 scharf von der Coma aus und zeigte keinen
Zusammenhang mit dem hellen Kerne; die der Bewegungs-
richtung nachfolgende Seite war scharf begrenzt, die andere
verlief sich ganz unmerklich in den Himmelsraum.

Als Seccui am 2L Juni den Kometen mittels des
einfachen teleskopischen Spectroskops ohne Spalt unter-
suchte, hatte das Spectrum das Aussehen von drei leb-
haften Lichtzonen, von denen sich die gläjizendste wieder
im Grün, die andere minder helle im Gelb und die
schwächste im Blau befand. Als das Spectroskop mit
einem HoFMANN'schen geradsichtigen vertauscht wurde,
erschienen die drei Zonen sehr scharf und das verwaschene
Licht war verschwunden. Bei der Vergleichung der Lage
dieser Banden mit den Metallspectren ergab sich, dass die
mittlere zwar sehr nahe mit der Magnesinmlinie b zu-
sammenfiel, aber das ganze Spectrum doch nicht mit dem
eines Metalls verwechselt werden konnte; dagegen erkannte
er eine sehr grosse Aehnlichkeit zwischen dem Spectrum
des Kometen und des Kohlenwasserstoffs^ was ihn auf die
Vermuthung brachte, dass diese Substanz das Selbstleuchten
des Kometen verursache.

HuoGiNs hat den Kometen von Winnecke mit einem
teleskopischen Spectroskope, bestehend aus zwei Prismen
von 60^, untersucht und eine Abbildung des Spectrums
sowohl des Kometen als auch der damit verglichenen Sub-
stanzen gegeben. In der Fig, 173 ist Nr. 4 das Spectrum
des Kometen, Nr. 2 das des elektrischen Funkens in
Olivenöl, Nr. 3 des elektrischen Funkens in ölbildendem
Gase, Nr. 6 giebt die Hauptlinien einiger dem Versuche

unterwoi-fenev Vergleichsstuffe, wenu sie durch deu elek-
trischen Funken gliiliend gemacht werden (N ^ Stickstoff,
N 0 = Stickstoffoxyd, H = Wasserstoff. Mg :^ Magnesium.
Na = Natrium).

Der Apparat, dessen sich Huoodjs bei dieser Ver-
^leichung bediente, ist in Fig. 174 abgebildet. Das ol-

bildende Gas war in der Flasche a, enthalteu und strömte
von da durch die Röhre b, in welcher zwei Platinadrilhtc
emgeschniolzen waren. An der Stell«, wo der Funken
überspringen musst«, war die Glaswand der Röhre durch-
bohrt, der Rand der Oeffuung genau abgeschliffen und die
OeSiiung durch eine ebene Glasplatt« wieder verschlossen.
Das Licht des glühenden Gases wurde durch ein kleines

■!w.»ji

Die Sp<vtnlA&alTse.

"^r ;-rc-'.'^hen t auf ein Redexprisma im Innern des Rohres
z^rwortrc. Ton wo es auf die untere Hälfte von zwei Pris-
X*:: 6*>* deL deren obere Hälfte von dem Lichte des
K zirieL ^tpjffen wurde. Auf diese Weise entstand das
"^c^-ctTTia. -ies im elektrbchen Funken glühenden ölbilden-
i*r£. <>.kse^ unmittelbar unter dem des Kometen und beide
k:r.r.ttE. «daher kicht mit einander verglichen werden.

Ihe Beübachtunsen Secchi^s sind von Hcgoins voll-
>tA[id*^ >>e<titi2t worden: das Spectrum des Kometen be-
<Ukni :iiu> dr^i breiten, hellen Banden, die an den dem
R«.»üi zuzr kehrten Enden scharf begrenzt erschienen, an
ir!. Tiitge^engc^etzten Enden aber sich allmählich ver-
Li-rfe:!: es ^elan^; indessen Hcggdts nicht, die Banden zu
'r»crezi2ten Linien zusanmienzuziehen, w^ohl aber schien die
:i;i":lrrv. ^lünzendsie Zone mit einer scharf begrenzten
hrlltn Linie zu bt-ginnen. Wenn der Spalt auf die Rand-
theiie d^r Coma eingestellt wurde, konnte man die drei
Ixtikden immer noch unterscheiden; wenn aber das Spec-
:: uin -»ehr schw jch wurde, schien es continuirlich zu werden.

Ve Pill* ich: nuui da> Spectrum des Kometen mit dem
>x-'':r.iiii de^ ^as dem OKvenöl oder dem ölbildenden
<Tu<< tvirvh die Hitze ties elektrischen Funkens sich aus-
>chr:'ir:. iei: Kohlenstoffs, so ist eine grosse Aehnlichkeit
K dtT nicht VI verkennen; die Linien des Wasserstoffs,
wti;he in dem Sp^^trum des <3elgases ausserdem noch vor-
k>!umt.n. w.u^u in dt-m Spectrum des Kometen nicht sicht-
bar. M^ ib>s es <^:heiut, dass man dieses Drei-Banden-
SlHHtruni dem Kohlenstoff und nicht einer stabilen Kohlen-
Hasserstoffverbiiidunc zuzuschreiben hat Hüogiks fand
luimlich dieselben drei Ixinden im Verein mit den Linien
deN S:ick>toff<, als er tit-ktrische Funken durch Cyanogen
h;!ulurv*hs:elun liess. Ebenso blieb das Spectrum im

Die Kometen. 377

Wesentlichen dasselbe, wenn auch weniger vollständig,
sobald Verbindungen des Kohlenstoffs mit Sauerstoff an-
gewandt wurden.

Derselbe Komet ist schliesslich ebenfalls von dem
Astronomen H. M. C. Wolf in Paris spectroskopisch unter-
sucht worden. Auch dieser fand, dass sich die drei hellen,
durch vollkommen dunkle Zwischenräume getrennten Zonen
durch Verengung des Spalts nicht zusammenziehen lassen
und daher das Spectrum des Kometen keine Analogie mit
dem der Nebelflecke darbietet

Das Spectrum des Kometen 1870 I. (Winnecke) ist
von W^OLF und Rayet untersucht worden; es bestand, wie
die früheren, aus drei hellen Streifen, welche sich auf
einem continuirlichen Spectrum ausbreiteten. Huogins fand
für den hellsten Theil der mittleren Bande eine Wellen-
länge von ungefähr 510 milliontel Millimeter, fiir die zweite
545 milliontel Millimeter, während die Lage der dritten
Bande wegen Lichtschwäche nicht gemessen werden konnte.

Im December 1871 hat Professor Young das Spec-
trum des ENCKE'schen Kometen an mehreren Tagen beob-
achtet. Es bestand aus drei hellen Banden, von denen
die mittlere am augenfälligsten war. An der weniger
brechbaren Seite waren die Banden ziemlich scharf be-
grenzt, an der anderen fielen sie allmählich ab. Von einem
continuirlichen Spectrum zeigte sich keine Spur, auch boten
alle Theile des Kometen den gleichen spectroskopischen
Anblick. Fig. 175 giebt nach Young eine Vorstellung von
dem Aussehen des Spectrums. Im Mittel aus Messungen
an vier Tagen fand Young folgende Wellenlängen für die
schärfer begrenzten Enden der drei Banden in milliontel
Millimetern: 557,5, 517,4, 470,2. Am 1. December 5 Uhr
45 Min. mittl. Zeit von Washington ging der Komet fast

Itni&se, so dass diesiT i
MOCKiler Vctpüsacnag des iwonzoUtgeD Refractois fisifl
Emt endnen. Im SpectrtKkop tnU hierbei plötzlicfa T
«dianlo, tongitadtnales Spectmm &uf. mitten tlnrch i
jeiägK des Kometen.

Komet V. Ig73 wurde von Vogel am &., G. und 11.
September spectroeJiopisch beobachtet. Das Spectnun be-
Btaad aas drei beUeo Banden, die nach dem Roth bin
aduf begwQit wnvB. Der Vcrgleicb dieMs Spectmms
mit deaöenigen des KoUenstoSs ergab äae bemerkens-

l:| 17i

wettbe L'ebereinstiBimnqg beider. Die Grenzen i
den gegen Roth hin b^ea bei fulgeodcn Wellenl
&63,7, 517^ imd 47i.7.

Der ecBte anigtnMwoea belle Komet, der nach ]
findnng der ^MstmlanalTBe erschien, war derj<^nige, i
CoaoLk am 17. Apnl 1H74 entdeckte, tlr wurde rt^
1. bis 15. Juli dorch Hüooixs mit grosser Sorgfalt spec-
tnwfcopisch untersacht. Sobald der Späh des Spectroekt^
über den Kern in die Coma ging, ei^chiea ün bre
Spectram von dm hellen Banden, gekreuzt
linearen «intinuirlicbeu Spectrum, dos rom Licht« j

Die Kometen. 370

Kerns herzukommen schien. Ausserdem erschien ein con-
liBuirliches Spectrum, welches das Gasspectrum der Coma
begleitete. Hücjgins konnte nicht entscheiden, ob das
continuirliche Spectrum des Kerns von dunklen Linien
durchzogen sei, allein d'Abrest erkannte darin unzweifel-
haft einige Absorptionsbäuder, auch fand er es kürzer und
lichtärmer als dasjenige eines Fixsterns von gleicher Hellig-
keit. Die dritte Bande (Wellenlänge 470) fand d'Abrest
bei diesem Kometen ungemein schwach.

Vogel hat ebenfalls diesen Kometen genauer spectro-
skopisch untersucht Aus einer Zusammenstellung der
einzelnen Messungen über die Begrenzungslinien der drei
Banden gegen Roth hin fand er folgende Mittelwerthe der

Wellenlänge:

I II III

millionte! Millimeter: 502,5 515,1 471,0

Bestimmungen der Wellenlängen der hellsten Stelle
in den einzelnen Banden und der Begrenzung der letz-
teren gegen Violett hin ergaben:

III

helUte Stelle . .

. 553,8

511,8

468,0

Ende . . . .

. 541

500

465

Der BBORSEN'sche Komet wurde bei seiner Rückkehr
1879 durch v. Konkoly spectroskopisch untersucht. Das
Spectrum zeigte die drei gewöhnlichen hellen Banden,
daneben ein continuirliches Spectrum von 573,2 bis 455
milliontel Millimeter Wellenlänge reichend; letzteres konnte
nicht lediglich vom Kern des Kometen stammen, sondern
strahlte von der ganzen Nebelmasse aus, weil es dieselbe
Breite wie die Banden hatte.

Im Spectrum des Kometen IV. 1880 fand v. Konkoly
vier Banden (561,0, 549,2, 516,3, 485,6 milliontel iMiUi-

380 Die Spectralanalyse.

meter Wellenlänge), von denen aber die vierte sehr
schwach war.

Aus allen angeführten Beobachtungen geht hervor,
dass das typische Kometenspectrum fast immer aus drei
an denselben Stellen belegenen, gegen Roth hin scharf
begrenzten, gegen Violett aber verwaschenen Banden be-
steht. Die grösste Helligkeit der einzelnen Banden fällt
jedoch bei den einzelnen Kometen nicht auf die gleiche
Wellenlänge. Die Aehnlichkeit dieses Kometenspectrums
mit demjenigen des Kohlenwasserstoffs ist so gross, dass
die Ansicht, in den Kometenköpfen seien Kohlenwasser-
stoffverbindungen im Zustande des Glühens vorhanden,
sich gleich anfangs aufdrängte. Auch liegt, wenn man
erwägt, dass den directen teleskopischen Beobachtungen
zufolge in den Kometenköpfen ungeheure Revolutionen
vor sich gehen, Bewegungen von dampfartigen Massen, die
an Grossartigkeit nur mit den Vorgängen auf der Sonnen-
oberfläche verglichen werden können, der Gedanke an
gleichzeitige ungeheure Wärmeentwickelüng so nahe, dass
man ihn wohl kaum abweisen dürfte.

In Bezug auf die Constitution der Kometenmaterie in
der Sonnenferne bemerkt schon Olbers, dtiss die Kometen
aus Theilchen bestehen, welchen nur noch wenig an der
Wärme oder einer anderen repulsiven Eigenschaft fehlt,
welche sie besitzen müssen, um flüchtig zu werden.

Zöllner gelangt auf Grund einer Reihe der scharf-
sinnigsten Schlüsse über die Bedingungen für die Stabilität
kosmischer Massen zu dem Resultate, dass eine endliche
Dampf- oder Gasmasse im leeren unbegrenzten Räume
keinen Gleichgewichtszustand anzunehmen im Stande ist,
soiulern sich durch eine stetig mit der Zeit abnehmende
Dichtigkeit im Räume verlieren muss, und nimmt daher

Die Kometen. 881

an, dass die kosmische Materie der Kometen flüssig sei.
„Beiindet sich eine derartige Masse an einer Stelle des
Weltraumes, wo die Strahlung keines Fixsterns wesentlich
überwiegt, so muss sie diejenige Temperatur annehmen,
welche man als Temperatur des Weltraumes bezeichnet
und die Poüillet zu — 142^ C. berechnet. Gelangt jedoch
die betrachtete Masse durch die Attractionswirkung eines
grossem Fixsterns (z. B. der Sonne) in die Nähe einer
strahlenden Wärmequelle, so wird zunächst diejenige Seite
erwärmt werden, welche der Strahlung ausgesetzt ist. Es
werden daher vorzugsweise nur auf dieser^ der Wärme-
quelle zugewandten Seite die Verdampfungs- und Siede-
processe stattfinden, indem die auf der entgegengesetzten
Seite befindlichen Theile im Schatten des flüssigen Körpers
liegen und daher nur indirect, vermöge der durch Strö-
mungen vermittelten Leitung, erwärmt werden können.
Ist durch diesen Process die ganze Flüssigkeitsmasse in
Dampf verwandelt — was bei um so niedrigeren Tempera-
turen geschehen kann, je kleiner die ursprünglich vor-
handene Masse war — so wird dieselbe bei Entfernung
von der Wärmequelle und der dadurch bedingten Tempe-
raturemiedrigung entweder wieder einen flüssigen Kern
erzeugen, oder, wenn die Temperaturabnahme keine hin-
reichende war, langsam im Räume durch stetige Verdün-
nung verschwinden.

Gelangen demnach flüssige Meteormassen in den Be-
reich der Anziehungskraft der Sonne, so werden sie sich
uns als Körper darbieten müssen, die von einer Dunst-
hülle umgeben sind, welche sich auf der der Sonne zuge-
wandten Seite fortdauernd entwickelt. Je kleiner die Massen
sind, in desto grösserer Entfernung von der Sonne werden
sie vollständig in Dampfkugeln verwandelt sein und als-

.>82 Pi«^ Speetrmlanalvw.

daun, infolge der Durchstrahlbarkeit der ganzen Masse,
keine wesentlichen Unterschiede mehr auf der der Sonne
zu- und abgewendeten Seite zeigen können.

Zur Erklärung der beobachteten Dunstausströmungeu
aus dem Kerne nach der Sonne hin und der damit in Ver-
bindung stehenden Schweifbildung nach der entgegen-
gi*setzten Seite nahm schon Olbkbs an, dass die von dem
Kometen und seiner Atmosphäre entwickelten Dämpfe so-
wohl von difuem, als von der Sonne abgestossen würden.
„Diese Dämpfe," sagt Olbers, „müssen sich also dort an-
liäufen. wo die Repulsivkraft des Kometen, die wahrschein-
lich umgekehrt wie das Quadrat des Abstandes vom Kern
abnimmt, von der Repulsivkraft der Sonne überwogen zu
werden anfängt. Ich weiss durchaus nicht, woher diese
Repulsivkraft oder, bestimmter zu reden, woher dieses Be-
streben der Schweifmaterie, sich von der Sonne und dem
Kometenkem zu entfernen, entsteht: genug, dass die Be-
obachtung es deutlich zeigt Enthalten kann man sich in-
dessen schwerlich, dabei an etwas unseren elektrischen
Anziehungen und Abstossungen Analoges zu denken.
Warum sollte auch diese mächtige Naturkraft, von der wir
in unserer feuchten, stets leitenden Atmosphäre schon so
beileutende Wirkungen sehen, nicht im grossen Weltall
nach einem weit über unsere kleinlichen Begriflfe gehenden
Massstabe wirksam sein?*'

In ähnlicher Weise spricht Bessel seine Ansicht über
«lie Entstehung der Schweife aus; vfie Olbers widerlegt er
die Hypothese Newton's, dass in derselben Art, wie die
Rauchwolken (und der Luftballon) in unserer Atmosphäre
sich von der Erde entfernen, so auch die Schweife der
Kometen durch das Aufsteigen ihrer leichteren Theilchen
in einem schweren Aether erzeugt würden. Die Bildung

Die Kometen. :'»83

der Dunstströme und des Schweifes ist er geneigt einer
Polarkraft zuzuschreiben, welche sich mit deii Wirkungen
der Elektricität und des Magnetismus vergleichen lasse,
ohne jedoch näher darauf einzugehen, was unter dieser
Polarkraft zu verstehen sei. Die Erscheinungen der Schweif-
bildung erklärt Bessel in befriedigender Weise, indem er
annimmt, dass die abstossende Wirkung dieser Polarkraft
der Sonne in verschiedenen Punkten der Kometenbahn den
Quadraten ihrer Abstände umgekehrt proportional sei, und
dass die SchweiftJbeilchen, nachdem sie mit einer bestinmi-
ten Geschwindigkeit und in einer bestimmten Richtung aus
der Sphäre der Anziehungskraft des Kometen ausgetreten
sind, als freie materielle Punkte zu betrachten sind, auf
welche die Sonnenkraft beständig einwirkt.

Die Beobachtungen von Olbers und Bessel über die
Bildung und die Veränderungen der Richtung der Aus-
strömungen aus dem Kometenkerne sind im Wesentlichen
von Pape und Winnecke an den hellen Kometen von
1858 und 1862 bestätigt worden; auch die oscillirende
Bewegung wurde an dem letztem Kometen wieder wahr-
genommen und Winnecke erklärt dieselbe dadurch, dass
die Reaction der ausströmenden Massen, deren Richtung
wohl selten durch das Centrum des Kometenkems geht,
dem Kerne eine Rotation ertheilt habe, die aufliörte oder
eine andere Richtung annahm, sobald eine neue Ausströ-
mung in anderer Richtung die Wirkung der früheren all-
mählicli schwächer gewordenen Ausströmung überwand.

Bessel hat in seiner klassischen Untersuchung über
den HAiiLEY'schen Kometen die Krümmung des Schweifes
dargestellt als das £rgebniss des Zusammenwirkens der
eigenen Bewegung des Kometen und der abstosseuden
Kraft, welche die Sonne auf die flüchtigen Theilchen der

384 Die Spectralanalyse.

aus dem Kometenkerne aufsteigenden Materie ausübt. Unter
dieser Vomussetzung hat neuerdings Prof. Bbedichin in
Moskau ausgedehnte Untersuchungen über die Krümmungen
der Schweife einer grossen Anzahl von Kometen angestellt
und er kam unter der femern Annahme, dass die Grösse
der Schweifkrümmung durch das Moleculargewicht der
Substanzen bedingt werde, die eben den Schweif bilden, zu
dem Schlüsse, dass drei verschiedene Typen von Kometen
zu unterscheiden sind. Die zum ersten Typus gehörigen
Schweife würden vorzugsweise aus Wasserstoff bestehen,
diejenigen des zweiten Typus aus Kohlenwasserstoffen und
die des dritten würden Eisen, Chlor etc. enthalten. Das
Hauptbedeuken gegen diese Schlussfolgerung fand seine Be-
gründung in der Thatsache, dass das Spectrum aller bisher
untersuchten Kometen stets ein und denselben Typus zeigt
Wir werden aber weiterhin sehen, dass diese Uebereinstim-
mung der Kometenspectra nur eine zufallige gewesen ist,
indem gegenwärtig ein Komet bekannt ist, dessen Spectrum
völlig von demjenigen aller früher beobachteten abweicht.
Welcher Art die von der Sonne auf die Materie
der Kometen ausgeübte abstossende Kraft ist, lässt sich
bis heute durch directe Beobachtungen noch nicht er-
mitteln. ZöiiLN£E hält sie für durchaus identisch mit
der Elektricität. In seiner Abhandlung „Ueber die Sta-
bilität kosmischer Massen und die physische Beschaffen-
heit der Kometen** macht er zunächst auf eine Reihe
älterer Beobachtungen aufmerksam, nach welchen sowohl
in der Dampfbilduug, als namentlich in dem mechanischen
ZeiTeissen von Flüssigkeitstheilchen beim Zerstäuben von
Wasserstrahlen eine ergiebige Quelle der Elektricität zu
finden sei. Da nun einestheils die aus den flüssigen
Kernen der Kometen bei ihrer Annähemng an die Sonne

Der Komet von Wells 1882. 385

sich entwickelnden Dämpfe als elektrisch angenommen
werden müssen, andererseits aber auch auf der Sonne in-
folge der daselbst beständig vorhandenen gewaltigen Dampf-
und Gaseruptionen und der in riesigen Verhältnissen an
der Oberfläche sich bildenden Condensationen und Nieder-
schläge äusserst starke Elektricitätsentwickelungen statt-
finden müssen: so bedarf es nur noch der Annahme, dass
die Elektricitäten der Sonne und der Kometendämpfe
gleichnamig sind, um damit die Repulsivkraft der Sonne
oder die Abstossung der ausgeströmten Kometenmaterie
nach einer von der Sonne abgewendeten Richtung zu er-
klären. Zöllner hat seine Theorie noch weiter dadurch
gestützt, dass er aus derselben auch die von Bessel und
WiNNECKE beobachtete Oscillatioii der Kometenausströmun-
gen und die damit verbundene Ab- und Zunahme ihrer
Intensität einfach durch die Annahme einer Reaction der
ausströmenden Dämpfe auf die übrige Masse des Kometen
ableitet, und die Contraction der Dunsthüllen der Kometen-
köpfe im Perihel auf das bekannte Verhalten feiner
Wasserstrahlen innerhalb einer elektrischen Atmosphäre
zurückführt.

Auf den Zusammenhang der Kometen mit Meteor-
schwärmen kommen wir später zurück.

32. Der Komet von Wells 1882.

Sowohl die Lage als das allgemeine Aussehen der in
dem Kometenspectrum sichtbaren hellen Banden lassen
kaum noch Zweifel darüber, dass in den bisher spec-
troskopisch untersuchten Kometen Kohlenstoti*, Wasser-
stoff, Stickstoft* und wahrscheinlich auch Sauerstoff in
glühendem Zustande vorhanden sind. Die Anzahl dieser

Schellen, Spcctralanalyse. II. 25

•'►8<» Di«' Spodralanuly.se.

Kometen beläuft sich auf ungefähr zwanzig, und man hatte
hiernach guten Grund zu dem Schlüsse, dass überhaupt
allen Kometen ein typisch gleiches Spectrum der oben
beschriebenen Art zukomme. Unlängst hat jedoch die
Untersuchung dea von Wells 1882 entdeckten Kometen
die merkwürdige Thatsache ergeben, dass dessen Spectruiii
ein gänzlich abweichendes Verhalten zeigt

Zahlreiche Beobachter fanden während des Monats
Mai 1882 in dem Spectrum des Kometen die bekannten drei
hellen Banden, jedoch waren dieselben merkwürdiger Weise
weit schwächer, als man nach der HeUigkeit des Kometen
erwarten durfte. Am 31. Mai erkannten Prof. Vogel in
Potsdam und der königliche Astronom Christie in Green-
wich, dass auf dem continuirlichen Hintergrunde des Spec-
trums eine intensive gelbe Linie sichtbar war, deren Zu-
sammenfallen mit der doppelten Natriumlinie sich sofort
ergab. Diese U eher einstimm ung hat Vogel auf sehr ein-
fache Art dadui'ch constatirt, dass er, während das Fern-
rohr mit dem Spectroskop auf den Kometen gerichtet wai*,
vor das Objectiv eine Natriumflamme halten Hess, deren
Licht nun gleichzeitig mit dem vom Kometen ausgehenden
Lichte auf den Spalt des Spectroskops gelangte. Die
beiden Natriumlinien erschienen am 5. Juni von sehr un-
gleicher Intensität, die brechbarste war sehr viel heller,
etwa fünf mal breiter als die andere und an den Rän-
dern ver Witschen. Hieraus lässt sich schliessen, dass
die Dichte des glühenden Natriumdampfes sehr gross ge-
wesen ist.

Bei der Vergleichung der Kometenlinie mit den Linien
der Natriumflanmie hatte Vogel wiederholt den Ein-
druck, als ob die Mitte der stark verbreiterten Linie im
Kometeiispectruni nicht ganz genau mit der künstlichen

Der Komet von W»'11k 18«'2. :^7

Linie /)j zusamineufiele, vieiraehr etwas nach Roth ver-
schoben wäre. Wenn dieser geringen Verschiebung Rea-
lität zuerkannt wird, so kann dieselbe nur durch Be-
wegung der Lichtquelle vom Beobachter hinweg erklärt
werden, und in der That hat sich der Komet zui- Zeit
der Beobachtung mit einer Geschwindigkeit von unge-
fähr 3,7 Meilen im Visionsradius von der Erde fort-
bewegt, was einer Verschiebung von etwa '/jj der Ent-
fernung der Z)-Linien entsprechen würde, einer Grösse,
welche bei der angewandten Zerstreuung sehr gut wahr-
nehmbar ist.

Die Natriumlinien waren übrigens nicht nur im Spec-
trum des Kometenkerns sichtbar, sondern erschienen auch
recht intensiv in anderen Theilen des Kometen. Das von
den glühenden Natriumdämpfen ausgehende Licht über-
ragte an Intensität das sonstige eigene und das reflectirte
Licht des Kometen so sehr, dass der Komet ohne Spec-
troskop gelblich erschien, und als Vooel am 6. Juni den
Spalt am Spectroskop weit öffnete, erschien, wie bei den
Beobachtungen von Protuberanzen, die voUe Form des
Kometen in gelbem Lichte von der Wellenlänge Z>.

Die ungünstige Witterung an den folgenden Tagen
erlaubte leider keine weiteren Beobachtungen.

Cheistie in Greenwich hat das Spectruni des Kometen
zuerst am 24. April beobachtet; es zeigte damals zwei
wenig hervortretende Helligkeitsmaxima im Grün und
Grünblau. Am 13. Mai wurde eine hellere Bande nahe
der Linie E vermuthet; am 20. Mai gewährte das Spec-
trum denselben AnbUck, nur erschienen drei dunkle Ban-
den angedeutet, von denen die mittlere nahe bei der
Wellenlänge von 5500 zehnmilliontel Millimeter, die dritte
hinter D nach dem blauen Ende des Spectrums hin lag.

25*

Di^ '^»rtriLi ir^ Kerrts erstnecktr äcb Ton den Wellen-
tÄTi-g^irz. 4:i»«» bfi^ «Slw zdmmilliofitel ilflUiiieter. Der Schweif
z^iäv- rzn scLvach^s «jontinairiiches Spectmm. das jedoch
LOT in. GrÖL. ^Jiibär vär. Am 31. )iai «rirden im Spec-
tmm d-r^ Kera* rwei dunkle Banden nahe bei F gesehen,
vi>:i «icnes. die Wellenlan£tr der minder brechbaren zu
-t>*>^ zrhrLCiilliontel Milhmeirr bestimmt wurde. Femer
iriiiK «sich ein hrrll-rrer Stnriien im Roth, dessen näherungs-
T»ri<«r WeUrLÜin^e zu 514»> zehnmilKontel Millimeter ge-
funden iburdtr. ein zweiter heiler Streifen lag bei der
Wellenlänge 532^« and endlich zdgte sich eine dunkle
Bande nahe l*t:i Lp gegen Blaa hin. An demselben Tage
erblit.kte CiiKisTii: auch zuerst die helle gelbe Linie im
S(>ectnmi «Jt> Kometenkopfes und fand am 8. Juni, dass
^itr btrdtrutr-nd an Lichtstärke gewonnen habe. Ent-
sprechend dieser Inten<itäi»zunahme des gelben Lichtes
erschien der Kern des Kometen im Femrohre orange-
farben. EHe gelbe Linie zeigte sich im Vergleich zu der
Z>-Liuie etwas gegen Roth ven?choben, doch konnte der
Betnig dieser Verschiebung nur geschätzt werden und
führte diese Schätzung aul* eine Entfernung des Kometen
von dtrr Erde. weKhe TV» englische Meilen pro Secunde
betragen würde.

Prot. Bbedichin in Moskau hat genau wie Vogel die
C«jincidenzen der hellen Linie mit D festgestellt und ebenso
durch Oeffnen des Spalts das monochromatische Bild des
Kometenkemes gesehen.

Am 3. Juni sab auch DrxKB in Lund die gelbe Linie
und bestimmte durch directe Messungen deren Wellenlänge
zu 5^9,45 milliontel Millimeter. Die helle Linie war in der
Richtung ge<;en den Schweif hin bis zu 1' Abstand vom
Kern des Kometen noi'h zu sehen. .\m 5. Juni sah Dukeb

Der Koint-t von Wells 1882. * 880

die helle Linie wieder und fand, dass ihre Intensität zu-
genommen hatte. Die Bestimmung ihrer Wellenlänge ergab
an diesem Tage 589,0 milUoutel Millimeter, im Mittel sämmt^
licher Messungen also 589,2 milliontel Millimeter, was mit
der Wellenlänge der Mitte der beiden Z)-Linien nach
Angstböm völlig übereinstimmt.

Zu Pulkowa wurde der Komet am 4., 5. und 7. Juni
von Hasselberg spectroskopisch unteraucht. Auch dieser
sah die helle gelbe Linie und überzeugte sich von dem
Zusammenfallen derselben mit der Natriumlinie, während
von den gewöhnlichen drei Banden nicht die geringste
Spur mehr wahrgenommen werden konnte. Da diese letz-
teren nach der ersten Hälfte des Mai von Beedichix,
V. KoxKOLY und Vogel gesehen wurden, so hat bei dem
Kometen seit Ende Mai eine völlige Umänderung des
Spectrums stattgefunden. Es liegt nahe, das Auftreten der
hellen NatriumUnie auf die zunehmende Erhitzung zurück-
zuführen, welche der Kometenkem bei seiner Annäherung
an die Sonne erlitt; er erreichte nämlich das Perihel am
10. Juni; allein damit ist das Verschwinden des Dreibanden-
spectrums nicht erklärt. Wenn man nämhch in einer
Kohlenwasserstofftiamme Nati'ium verbrennt, so wird durch
das Auftreten der hellen Natriumlinie das Spectrum des
Kohlenwasserstoffs nicht im geringsten verändert; wird da-
gegen der elektrische Funken angewandt, so beobachtet
man eine wesentlich andere Erscheinung. Bringt man in
eine GmssLEB'sche Röhre Natrium, welches mit Naphtha
getränkt worden ist, pumpt dann die Luft aus der Röhre
und lässt hierauf den Strom eines grossen Ruhmkorff-
schen Inductionsapparates, der in Verbindung mit einer
Leydener Flasche gebracht ist, hindui'chgehen, so erblickt
man ein intensives Spectrum des verdampften Kohlen-

'.\90 Die SpectralaDalvsc.

Wasserstoffs. Erhitzt man nun die Röhre, um auch das
Natrium zu verdampfen, so erscheint anfanglich das
Kohlenwasserstoffspectrum verstärkt, aber sobald alles
Natrium verdampft ist, verschwindet das Spectrum des
Kohlenwasserstoffs fast vollständig, während die gelbe
Natriumlinie äusserst lebhaft glänzt.* Nimmt die Wärme
ab, so dass die Natriumdämpfe sich condensiren, so wird
das Spectnmi derselben immer schwächer, während das-
jenige des Kohlenwasserstoffs wieder lebhaft;er hervortritt.
Man ersieht hieraus, dass bei einem Gemisch von Dämpfen
des Natriums und Naphthas das Natrium allein den elek-
trischen Strom leitet. Wenn man also voraussetzt, dass
die Lichterscheinungen des Kometen wenigstens zum
grössten Theile durch elektrische Entladungen inner-
halb seiner Materie entstehen, so wird die Analogie mit
den Spectralerscheinungen gemischter Dämpfe augenfiUig.
Hasselberg kommt daher zu dem Schlüsse, daes bei dem
Kometen Wells unter dem Einflüsse der Sonnenhitze das
in dem Kometen enthaltene Natrium verdampfte und dass
die beobachtenden Licht- und Spectralerscheinungen haupt-
sächlich durch elektrische Entladungen in dem Kometen
hervorgerufen wurden.

A. Herschel und Dr. v. Koxküly haben nachgewie-
sen, dass für die im Folgenden zu besprechenden verschie-
deneu periodischen Meteorschwärme gewisse Verschieden-
heiten im Spectrum vorhanden sind, und es ist daher nicht
gar zu wunderlich, dass wir nun auch einen Kometen
kennen, dessen Kopf unter dem EinHuss der Sonnenwärme
chemische Verschiedenheiten im Vergleich zu den bisher
bekannten Kometen zeigt.

* Vergl. die Jk'obarhtungen von Schustkr, Bd. 1, S. *l2o bis "Vitj.

itit. I'li()t<i^ni|ilii4' der Koi)ietens|)ertra.

Alk' bisher itiigeführteii speutroskopist^heii Ueobitdi-
tuitgi^ii von KumeteD erstreckten sich nur über dcü sicht-
bjiivu TbL'il des Spectruma. Erat Houüins war s« glück-
liuli. bui ileDi Kometen II. 18tJ] mit den $ 26 beschrit-
lienen Hülfsmitteln eine Photographie des Spei'^tniuis zu
«rbalten. Sic ist in FUj. ITti möglichst getreu dar-
gestellt Man bemerkt darin zunächst ein continuirlicbes
Spectruiii, welehcit sich ungefähr von G bis Ä' eretreckt

niid in welchem verschiedene FaAUNBoKEB'sche Linien,
darunter G. k, H und K erscheinen. Die Sichtbarkeit
dieser Linien ist insoferu von grosser Wichtigkeit, als
dadurch der Beweis geliefert wird, dass das continuir-
liche Spectrum wirklieb von reflectirteni Sonnenlichte
hen-Uhrt

Ausserdem ist noch ein zweites Spectmm »or-
lianderi. welches bttuptsüchlich aus zwei Gruppen von
hellen Linien besteht. Dasselbe stammt offen bnr von
demjenigen Liebte, welches im sichtbaren Tlieile de«
Spectrums die im Vorhergehenden oft genannten drei
Banden erzeugt. (Jenaue Messungen der I^ige der hellen

Dir •<[irirlr«ll

IJiiieii im ultnivioletti-ii Tht-ilp dieses S|)ectnuns I
IIutiuiNs 7.U der Ueberzcugung, dass dieselben mit (
jenigen Ku§ammeiifaUen, welche iiacii Litkino und Dewib
deöi Cyanogeii entsprechen. Wenige Tage spater ii!s
lluMutNS gelang es auch Prof. H. Dbai'EU. eine Photo-
graphie des nätidichen Kometenspectruius zu erbeten.
zeigt die gleichen hellen Linien, doch fehlt jede
der l'KAiiNiioFEKVhpii dunklen Linien auf der photogi
pLii-U'ii Platte.

Mit denselben Ajipai'aten giljuig es Hhucjiss.
Spectrnm auch des Kometen WelU zu photögiaphir

am 3L Mui eirhieU er ein photographiscbes Ijild
Heiben uach einer Kxpoaitionsdauer von l'/i Stunde.
Zum Vergleii'li wurdf auf derselben Platte das Spec-
truni von a Vrste m^oris pliotographirt. Das Kometen-
Hpectrura (Fiy. i77) zeigt sich lebhaft und coutinuirlich
von F bis etwas über H hinaus. FEACNHuFERscLe Linien
laaseti sich darin nicht erkennen. Dei' Spalt des Spei
skops war beim l'hotographiren noch etwas weiter geöl
worden als im gleichen Falle bei dem Kometen des Ji
18^1. Hierdui-ch müssen die Linien etwas weniger sei
werden, aber im Stornspectnim von « Urs», das untei'
den gleiclieu Verhältnissen autgenommen wurde, sind die

Bctn^^_
Kihan

Photographie der Kometenspectra. S9^

Linien G und // sehr gut zu sehen. Hieraus schliesst
HüGGiNS, dass der Theil des ursprünglichen Kometen-
lichtes, welcher ein continuirliches Spectrum giebt, in Ver-
gleich zum reflectiilen Sonnenhchte viel bedeutender ist
beim gegenwärtigen Kometen als bei demjenigen des Jahres
1881, und dass deshalb die dunklen FRAUNHOFEE'schen
Linien nicht sichtbar sind.

Die Photographie des Spectrums zeigte, was zu er-
warten war, dass die beträchtliche Abweichung des Spec-
trums vom bisherigen Typus auch für die brechbareren
Regionen besteht. Die sehr starke ultraviolette Gruppe,
welche dem Cyanogen zugeschrieben wird, ist auf der
photographirten Platte nicht sichtbar, und eben so wenig
scheinen die hellen Gruppen zwischen G und h und zwi-
schen h und H vorhanden zu sein. Der Kopf des Kometen
erschien auf dem Spalt scharf und das continuirliche Spec-
trum mit scharfen Grenzen, entsprechend dem Kern, der
bei diesem Kometen sehr bestimmt erschien. In dem con-
tinuirlicheu Spectrum wurden wenigstens fünf Stellen mit
grösster Helligkeit gesehen, welche sehr wahrscheinlich
Gruppen von hellen Linien entsprechen, die in der Photo-
graphie nicht aufgelöst sind. Dass diese Deutung richtig
ist, findet Hügoins durch den Umstand bestätigt, dass die
hellen Stellen in der Photographie an einer Seite über Aas
continuirliche Spectrum hinausragen. Diese Seite coiTe-
spondirt mit derjenigen, wo das Licht der Coma an
dem der Sonne zugewandten Theile des Kerns auf den
Spalt fiel. Es ist nicht möglich, auf dem Bilde mit Ge-
nauigkeit Anfang und Ende der Gruppen zu messen, da
diese zu schwach sind. Die Wellenlängen der hellsten
Theile sind 4253, 4412, 4r)07, 4634, 470^ zehmnilliontel
Millimeter.

>VM Die Spectralanalyse.

34. Die Sternschnuppen, Meteorsehwärme, Feuer-
kugeln und ihre Spectra.

Wör in einer heiteren Nacht mit einiger Aufmerksani-
k('it und Geduld den gestirnten Himmel betrachtet, wird
ohne Zweifel den Anblick einer Sternschnuppe haben, eines
leuchtenden Meteors, das plötzlich an irgend einer Stelle
des Himmels aufblitzt, meist mit grosser Geschwindigkeit
vertical oder in schräger Richtung vom Himmel zur Erde
herabfährt und nach wenigen Secunden in geringerer oder
grösserer Höhe verschwindet. In der Regel können die
Sternschnuppen wegen der allgemeinen Tageshelle nur am
Abende und während der Nachtzeit wahrgenommen wer-
den; doch giebt es Fälle, in denen dieselben mit einem
SU hohen Glänze am Himmel erschienen, dass sie am Tage
bei bedecktem Himmel wie bei ganz heiterer Luft gesehen
wurden.

In manchen Nächten ist die Zahl der feurigen
Meteore so gross, dass sie wie iSchnfeßocken den Himmel
durchziehen und während mehrerer Stunden nicht gezählt
werden können. Am 12. November 1799 sahen A. v. Hum-
boldt und BoNPLAXD früh Morgens vor Sonnenaufgang
von der mexikanischen Küste aus 4 Stunden lang Tausende
von Sternschnuppen, die sänmitlich leuchtende Schweife
von 0 bis 10" Länge zurückliessen ; die meisten derselben
verschwanden ohne Funkensprühen, andere schienen zu
bersten und noch andere hatten einen grossen, dem Jupiter
an Ghmz gleichkommenden Kern, aus welchem Funken
sprühten.

Am 12, November 1833 fielen die Sternschnuppen
wieder so dicht, dass nac'h einer Schätzung Arago's wäh-
rend 3 Stunden wenigstens 240000 am ßeobachtuugsorte

SteruHchnuppeii, Meteorsrhwärine, FoiuTku^t'ln und ihre Spei-tra. 305

den nächtlichen Himmel durchzogen. (Iiossartig trat die
Ei^scheinung wiederum 1866 ein und sie wurde damals
von zahlreichen Beobachtern genau verfolgt. Nach dem
Grade ihres Glanzes unterecheidet man Stermfchaujjjjen
und Feuerkugeln. Bisweilen kommen letztere zur Erde
nieder und trefifen ihre Oberfläche, man nennt sie dann
Äerolitherij Meiecyr steine^ Meteoreinen. Man unterscheidet
ferner zwischen sporadischen Sternschnuppen und Stern-
schnuppenschwärmen^ je nachdem sie vereinzelt in allen
möglichen Richtungen den Himmel durchziehen, oder in
grösserer Anzahl eine gemeinsame Bahn durchlaufen und
sich hierdurch als Theile eines grössern Ganzen zu er-
kennen geben.

Es wird jetzt allgemein angenommen, und die
neuesten Untersuchungen von Schiapabelli, le Verkieii,
Weiss u. A. lassen darüber kaum noch einen Zweifel
bestehen, djiss diese feurigen Meteore meist sehr kleine,
zuweilen aber mehrere Centner schwere fragmentarische,
gleich den Planeten um die Sonne sich bewegende
Massen sind, die der Erde in ihrem Laufe um die
Sonne nahe kommen, von dieser angezogen werden und
bei ihrem Eintritt in die Erdatmosphäre durch den Wider-
stand an der comprimirten Luft glühend werden und ver-
brennen.

Die chemischen Analysen derjenigen Meteore, welche
bis jetzt zur Erde herabgefallen sind, zeigen, dass alle
ihre Bestandtheile auch auf der Erde vorhanden sind.
Meistens bestehen sie aus metallischem Eisen, untermischt
mit verschiedenen Kieselverbindungen; dem Eisen ist stets
noch Nickel beigemengt; unter den Silicaten ist Olivin
und Augit besonders bemerkenswerth. Ausserdem hat man
in d«n bis jetzt untei*suchten Meteoriten noch Sauei-stofl',

806 Die SpectralanalyKC.

Wasserstoff, Schwefel, Phosphor, Kohlenstoff, Aluminium,
Magnesium, Calcium, Natrium, Kalium, Mangan, Tit^in,
Blei, Lithium und Strontium gefunden.

Man kann mit Gustav Rose die Aerolithe in zwei
Classen mi\^rscheiden: in EUen- und Steinnieiearüe, Erstere
sind meist ausgezeichnet durch ihren Nickelgehalt, letztere
weisen als wesentlichste Bestandtheile Kieselsäure, Thon-
erde und Kalk auf.

In neuerer Zeit hat sich ergeben, dass manche Meteo-
rite, und wahrscheinlich sogai- alle, gewisse Grase, beson-
ders Wasserstoff und Kohlensäure einschliessen, die durch
Erhitzung im luftleeren Raimie frei werden. Graham wies
zueilst bei dem Meteoreisen von Lenarto, dessen Fallzeit
unbekannt ist, nach, dass dasselbe fast sein dreifaches
Volumen Wasserstoff enthalte. Später hat besonders
Wright die Gase der Meteorite untersucht und zwar je
fünf Eisen- und fünf Steinmet<5orite einer genauen che-
mischen Prüfung unterzogen. Es ergaben sich dabei fol-
gende Resultate, wobei die Zahlen in der ersten Reihe für
jeden Meteoriten die Gasvolumina bei 500® Erwärmung,
die in der zweiten bei Erhitzung bis zur Rothgluth be-
zeichnen.

a) Eisenmeteorite.

Volumen de» „ , , ., ,

MvtcMirit .. HeHtandthcilc des Gases

nngeschlosscneii ,,^ ,._ „ ^ „

von ^ „ COj CO H CHi

Tazf-weU . . . 1,87 18,84 ;W,45 11,51 —

1,80 7,70 45,75 44,7(5 —

Sinjrirspniig . . 0,Ü5 19,08 18,52 60,92 —

0,82 1,1U 10,39 84,40 —

Arva .... 8,89 18,20 :«,72 40,62 —

88,24 11,25 74,59 12,84 —

T.xas .... 1,10 9,7Ü 8,43 81,81 —

0,19 2.18 48,58 49,24 —

Dickhüu . . . -',2 18,80 15,80 71,40 —

Sternschnuppen, MeteorRchwUrme, Feuerkii|?eln und ihre Spectra. 397

b) Steinmeteorite.

Meteorit

Volumen des

Bestandthoilo

des Gases

von

eingeschlossener
Gases

' CO.

C'lU

Ohio . .

. . 2,0()

82,28

2,10

12,37

2,20

0,93

10,79

8,71

09,43

1,00

Pultusk

. . 0,99

81,01

1,99

13,30

1,73

0,7t)

33,97

7,35

19,99

0,00

Parnallee

1,5t)

87,53

1,13

8,72

1,22

1,17

72,43

2,53

20,03

3,22

WcHton

. . 2,09

80,29

1,84

8,59

1,19

0,80

02,18

3,43

28,10

3,10

Jowa . .

. . 1,01

58,04

4,01

a4,82

0,00

1,40

19,10

0,21

74,49

0,00

Die beiden Tabellen zeigen sogleich einen auffallenden
Unterschied im Verhalten der Stein- und Eisenmeteorite;
jene geben bei niedrigen Temperaturen ein sehr viel
grösseres Gasvolumen als diese und ebenso ist die Zu-
sammensetzung des umschlossenen Gases bei den Stein-
meteoriten vollständig von derjenigen der Eisenmeteorite
verschieden. Bei den letzteren beträgt die Kohlensäure
bei 500® C. niemals 20 Procent der gesammten Gasmenge,
während mit einer einzigen Ausnahme das Volumen des
Kohlenoxyds bedeutend grösser ist. Bei den Steinmeteo-
riten ist dagegen das procentische Verhältniss des Kohlen-
oxyds sehr gering, während die Kohlensäure mehr als die
Hälfte der gesammten Gasmenge ausmacht, die bei Roth-
gluth erhalten wii-d. Die Entwickelung so bedeutender
Mengen von Kohlensäure kann nach Wright überhaupt
als charakteristisch für die Steinmeteorite angesehen wer-
den, und es ist ferner bezeichnend, dass die Gase dieser
Meteorite Spectra zeigten, welche dem Kometenspectrum
mit seinen hellen drei Banden sehr ähnlich sahen.

Dr. Flight hat vor Kurzem die Analyse der einge-
schlossenen Gase eines Meteorsteins unmittelbar nach seinem

Ni^^lrrtalleTi vorsenommen und folgende Resultate er-

K'>al<:asäiirr

M12

KohUn<>xT'i

31,^

Wjji4<r*t..rr

45.79

K'>hi-*n-vj.**^r'»?.iJ

4,55

•

. I7.r>;

liM.i.fm

Alle Ansichten stimmen darin überein, dass die in
den Mt'tt-oriten vursfefundenen Gase nicht während der
sehr kurzen Dauer ihres Fallens dnrch unsere Atmosphäre
eingeilrungen sein können, wofür insbesondere der Umstand
spricht, dass der Hauptbestandtheil der eingeschlossenen
Gase Wasserstoff ist, der in unserer Atmosphäre in keiner
Ijemerkenswerthen Quantität vorkommt. Es geht ans diesen
Untersuchungen hervor, dass der Kern der Kometen
fs. S. 300 j fast genau dieselben Gase enthält, welche man
in den Meteoriten eingeschlossen gefunden hat, nämlich
Kohlenstoff, Wasserstoff', Stickstoff, Sauerstoff und ihre
Verbindungen.

Die Hohe, in welcher die feurigen Meteore erscheinen,
i^t sehr vei-schieden und variirt meist in den Grenzen von
5 bis 20 geographischen Meilen; im Mittel kann man die-
selbe zu 15 Meilen annehmen. Die Geschwindigkeit, mit
w(*lcher sich dieselben bewegen, ist ebenso verschieden
und im Allgemeinen die anderthalbfache unserer Erde bei
ihrem Umlaufe um die Sonne oder 6 geographische Meilen
in der Secunde; doch weichen die Maxima und Minima
bedeutend hiervon ab.

Wenn ein solcher dunkler Meteorit mit einer mitt-
leren Geschwindigkeit von 360 geogi-aphischen Meilen pro
Minute (Ut Erde begegnet, die selbst mit einer mittleren
Geschwindigkeit von 240 geographischen Meilen durch den

StemHchnuppen, Meteorschwärme, Feuerkuffehi und ihre Spectra. 390

Weltenraum fliegt, und seine Geschwindigkeit durch die
Anziehung der Erde noch um mindestens 50 geographische
Meilen pro Minute vergrössert wird, so findet dieser Kör-
per selbst in den äussersten und dünnsten Luftschichten
der Erde einen solchen Widerstand, dass er in seiner Be-
wegung aufgehalten wird und er in kürzester Zeit einen
bedeutenden Theil seiner lebendigen Kraft verliert. Es
tritt dabei dasselbe ein, was überall da erfolgt, wo ein in
Bewegung befindlicher Körper gehemmt wird. Wenn ein
Rad sehr schnell umläuft, so erhitzt sich die Achse oder
der Bremsring, der um dasselbe gelegt wird, durch die
Reibung bis zur Rothgluth. Wenn eine eiserne Kanonen-
kugel mit sehr grosser Geschwindigkeit plötzlich gegen
eine eiserne Platte anprallt, wie es bei den Schiessver-
suchen geschieht, so sieht man selbst bei Tage einen
Feuerschein aus der Kugel hervorschiessen ; eine Bleikugel
erleidet unter solchen Umständen eine partielle Schmel-
zung. Die Wärme eines Körpers besteht nämlich in
schwingenden Bewegungen seiner kleinsten Massentheil-
chen; eine Zunahme dieser Molekularbewegung ist gleich-
bedeutend mit erhöhter Wärme; nimmt die vibrirende Be-
wegung der Moleküle ab, so nennen wir diese Erscheinung
verminderte Wärme oder Abkühlung. Stösst nun ein in
Bewegung befindlicher Körper, z. B. die Kugel gegen die
eiserne Platte, oder der Meteorit gegen die Luft der Erd-
atmosphäre, so wird in demselben Masse, wie die Be-
wegung des Körpers abninmit und die äussere Arbeit der
Massenbewegung verschwindet, durch den Druck des wider-
stehenden Mittels auf die vorderen Moleküle die Bewegung
dieser letzteren vergrössert; die vorderen Moleküle, welche
den Anprall erleiden, theilen ihre Bewegung sofort den
übrigen Molekülen des Körpers mit; alle Masseutheilchen

4fp'f Das »p«Ktr»l4aAlT«*.

be5K'faIeaaige& ihre aQ&ngliche Bewegong luid die Tem-
peratur des Körpers Dimmt zu. Man pflegt diese Erschein
nmig, die überall auftritt, wo die Bewegung einer Masse
abnimmt, mit dem Ausdruck der ümn-andlung einer Maitufen'
arfjeU in Mfßl^ki)! arbeit oder in Wärme zu bezeichnen;
in der That tritt ohne Ausnahme da, wo die äussere Ar-
beit der Masse verschwindet, an ihre Stelle eine innere
Arbeit der )Iassentheiichen oder die Wärme als Aequi-
vaient auf^ und es lässt sich leicht berechnen, dass bereits
in den höchsten und dünnsten Luftschichten der Erdatmo-
sphäre der Widerstand der Luft die sehr grosse Anfangs-
geschwindigkeit der Meteorite sehr rasch vermindert und
daher dieselben kurz nach ihrem Eintritte in die Atmo-
sphäre ihre innere Molekülbewegung bis zu dem Grade
beschleunigen, dass sie weissglühend werden, theilweise
schmelzen oder, wenn sie klein genug sind, ganz in Dampf
aufgehen und einen Schweif von glühenden Dämpfen hinter
sich zurücklassen.

IIaidinger hat in einer alle Einzelerscheinungen der
M(?teorite ziisanimcnfassenden Theorie die Bildung einer
Fe,ttrrku(jfd dadurch erklärt, dass der Meteorit infolge der
grossen (Jescli windigkeit, mit welcher er in die Erdatnio-
sj)hilr(; eindringt, die Luft vor sich bis zum Glühen zu-
sanunenpresst. Die so comprimirte Luft, in welcher die
festen Theile der Obei*Häche der Meteoriten glühen, fliesst
dann nach allen Seiten, besonders aber über die Ober-
lläche des Meteors nach hinten ab, wo sie einen birn-
fcirniigen, vom Meteoriten eben verlassenen leeren Raum
unischliesst und dem Beobachter als feurige Kugel er-
scheint. Wenn auf diese Weise mehrere Körper zugleich
in die Atmosphäre der Krde eindringen, nimmt der grösste
(lcrsi'll)cn die vorderste Stelle ein, weil der Widerstand

Stemschnnpp«»!!, MetPorschwUrin«', Feuerkujifeln uml ihro Sportrn. !<•!

der Luft für seine verhältnissniiissig kleinste Oberfläche
am geringsten ist, und die übrigen liigern sich an diesen
Leitstein, der dann allein eine Feuerkugel erzeugt. Wenn
durch den Widerstand der Luft die kosmische Geschwin-
digkeit des Meteoriten ganz aufgehoben ist, steht derselbe
für einen Augenblick still; die Feuerkugel erlischt, in den
hinter derselben befindhchen leeren Raum stürzt plötzlich
die umgebende Luft zusammen und der Meteorit, nunmehr
der blossen Wirkung der Schwerkraft unterliegend, fällt
in verticaler Richtung zur Erde nieder. Die heftigen
Detonationen, unter denen diese Erscheinungen nicht selten
vor sich gehen, finden ihre Erklärung hinreichend in dem
heftigen Zusammenschlagen der Luft hinter dem Meteore,
und es scheint die früher oft gemachte Annahme, dass
der donnerartige Knall, welcher nicht selten das Herab-
fallen der Meteorsteine begleitet, von einer Explosion oder
einem Zerspringen derselben herrühre, sich nicht zu be-
stätigen.

Schon der Umstand, dass die meisten Sternschnuppen
erlöschen, bevor sie die Erdoberfläche erreicht haben,
deutet darauf hin, dass ihre Masse gering ist. Kennt man
von einer Sternschnuppe die Entfernung von der Erde
und den scheinbaren Glanz, z. B. im Vergleiche mit dem
Glänze eines Planeten, so kann man aus ihrer Leuchtkraft
durch Vergleichung mit der Leuchtkraft einer bestimmten
Quantität eines brennenden und leuchtenden Gases die
Wärme berechnen, welche durch die Verbrennung des
Meteors erzeugt wird. Da aber diese Wärme aus der
durch den Luftwiderstand gehemmten und aufgehobenen
Bewegung der Sternschnuppe herrührt, diese Bewegung
aber oder dic^ It^bendige Kraft dos Meteors ausschliesslich
von der (Jesclnvindigkeit und der Masse desselben abhängt,

^kftlfn, Spoctralniialyvo. II. 2G

402 Die SpectrulanalyRe.

SO kann man hieraus, wenn die Geschwindigkeit durch die
directe Beobachtung bekannt ist, auf die Grösse der Masse
schliessen. A. Herschel hat auf diesem Wege gefunden,
dass bei den Sternschnuppen vom 9. und 10. August 1863,
welche den Glanz der Venus und des Jupiter hatten, die
Masse 2000 bis 3000 g, dagegen bei solchen, die den
Glanz der Sterne zweiter bis dritter Grösse haben, die
Masse nur 6 g beträgt. Da der grösste Theil der Stern-
schnuppen einen geringern Glanz als den der Sterne
zweiter Grösse hat, so werden die kleineren Meteore nur
Bruchtheile eines Gramm wiegen, wie denn auch He&schel
bei fünf Meteoren des 12. November 1865, sämmtlich erster
Grösse und mehr, das mittlere Gewicht zu 0,36 g fand,
und auch Schiaparelli aus anderen Erscheinungen das
hypothetische Gewicht einer Sternschnuppe zu 1 g ab-
leitet. Bei den zur Erde gelangenden Meteorsteinen aber
ist die Masse natürlich bedeutender, sei es, dass das
Meteor bloss aus einem einzelnen Stücke besteht, wie
das bekannte 800 kg schwere „Eisen der Pallas", oder
dass es eine aus vielen kleineren Massen bestehende
kosmische Wolke ist, deren Bestandtheile, wie Fig, 178
zeigt, in parallelen Bahnen gemeinsam in die Erd-
atmosphäre eindringen und durch ein gleichzeitiges Auf-
leuchten und Niederfallen zur Erde den Anblick gewähren,
als ob ein einzelnes Meteor in mclirere kleinere zersprun-
gen sei. Ein solcher Steinregen fand unter einer starken
Lichterscheinung und heftiger Detonation am 26. April 1803
zu TAigle in der Norraandie statt, wobei die Zahl der
aufgefundenen Steine in einem Umkreise von 3 Quadrat-
meileu über 2000 betrug. Bei dem Steini-egen, der sich
am 9. Juni 1866 zu Knyahinya in Ungarn zutrug, hatte
die Hauptmasse ein Gewicht von 300 kg und war be-

SteniHcbnuppeu, Meteorschwänuc, Feuerkugeln und ihre Spectra. 403

gleitet von ungefähr 1000 kleineren Steinen, die auf einem
Umkreise von 2 Meilen Länge und % Meilen Breite zer-
streut gefunden wurden.

Das grossartigste Beispiel von aus einzelnen kleinen
Köri)ern bestehenden kosmischen Wolken, in denen die
Einzeltheilchen nur höchst lose zusammenhangen und so
gut wie gar nicht mit einander in Verbindung stehen,
bieten die sogenannten Meteorschwärnie^ insbesondere der
August' und der Xavember- Periode, Es ist eine bekannte

Fi^. 178.

Feuerkugel, im Teleskope beobachtet.

Thatsache, dass in gewissen Nächten des Jahres die Zahl
der Sternschnuppen eine ausserordentlich grosse ist und
dass dieselbe zu diesen Zeiten stets aus ganz bestimmten
Stellen des Himmelsgewölbes hervorschiessen ; der Stem-
schnuppenschwarm, der in jedem Jahre in der Nacht vom
10. August aus dem Stembilde des Perseus kommt, findet
sich schon in alten Schriften mehrfach erwähnt Der
Schwärm des 12. und 13. Novembers tritt nach je SS'/*
bis 33V3 Jahren jedesmal 3 Jahre nach einander mit ab-
nehmender Stärke auf; er ist es, den A. v. Humboldt und
BoNPLAND am 12. November 1799 zu Cuniana als einen

2ü»

404 Die Spectralanalyse.

wahren Feuerregen beobachteten, der am 12. November 1833
in solcher Stärke wiederkehrte, dass Abaoo das Schiessen
der Sternschnuppen mit dem Fallen von Schneeflocken
verglich, und der neuerdings in alter Pracht 186G und
It'sGT aufgetreten ist. Ausser diesen beiden Hauptmeteor-
sch wärmen kennt man deren noch viele andere, die in
regelmässigen Perioden wiederkehren; ein jeder von ihnen
ist eine kosmische, aus einzelnen kleinen dunklen Kör-
pern bestehende Wolke, deren Theilchen nur lose mit ein-
ander verbunden, wie die Theilchen einer Sandwolke, eine
gemeinsame Bahn um die Sotme verfolgen. Die Bahnen
dieser Meteorströme sind sehr verschieden; sie liegen
durchaus nicht, wie die unserer Planeten, nahezu in einer
Ebene, sondern durchkreuzen die Ebene der Erdbahn
unter den verschiedensten Winkeln. Die Bewegung der
einzelnen Meteorite erfolgt in einer und dei*selben Bahn
in gleicher Richtung; aber diese Richtung ist bei einigen
Bahnen dieselbe, bei anderen dagegen die entgegengesetzte
als die der Erde und der übrigen Planeten.

Die Erde nimmt bei ihrem Umlaufe um die Sonne
mit jedem Tage eine andere Stelle im Weltenraume ein;
wenn daher in regelmässiger Wiederkehr zu einer gewissen
Zeit ein Sternschnuppenschwarm durch unsere Atmosphäre
hindurchzieht, so muss an der Stelle, wo sich zu dieser
Zeit die Erde befindet, eine Ansammlung solcher kleiner
kosmischer Körper vorhanden sein, die von der Erde an-
gezogen in ihre Atmosphäre eindringen, sich entzünden
und als Sternschnuppen sichtbar werden. Eine kosmische
Wolke aber kann in unserem Sonnensysteme unmöglich
an derselben Stelle verharren, sondern muss sich, wie die
Planeten und die Kometen, um die Sonne bewegen; woraus
dann folgt, dass die Bahnen eines periodischen Stern-

Sternschnuppen, Meteorächwürme, Feuerkugeln und ihre Spectra 405

schnuppenschwaniis und der Erde sich kreuzen und die
Erde zu der Zeit, wo der Schwärm uns erscheint, durch
denselben hindurch-, oder an demselben sehr nahe* vor-
beigehen muss.

Der Stemschnuppenschwarm vom 10. August (auch
Laurentiusstrom oder die Per seiden genannt, weil die
Schnuppen aus dem Sternbilde des Pei^seus zu kommen
scheinen) zeigt sich fast alle Jahre und zwar in den ein-
zelnen aufeinanderfolgenden Jahren in verschiedener Stärke;
es folgt daraus, dass die kleinen Meteore, welche diesen
Schwärm bilden, in einem geschlossenen Ringe um die
Sonne laufen und die Erde jedesmal am 10. August sich
an der Stelle befindet, wo dieser Ring die Erdbahn schnei-
det; es folgt feiner daraus, dass die Bahn dieser Meteore
nicht an allen Stellen gleichmässig mit Köq)erchen be-
setzt ist, dass er dichtere und lockere, vielleicht sogar
leere Stellen hat, auf denen sich gar keine Meteorkörn-
chen befinden.

Die Fig, 179 zeigt ein sehr kleines Stück der ellip-
tischen Bahn, welche diese meteorische Masse um die
Sonne S beschreibt. Diese Bahn triflt am 10. August mit
der Erde zusammen und die letztere geht daher zu dieser
Zeit dicht an den Meteormassen, welche sich in dieser
Bahn bewegen, vorbei. Unter den in dieser Bahn ange-
deuteten Pünktchen hat man sich die dunklen kleinen
Meteorkörperchen vorzustellen, welche, wenn sie sich in
der Erdatmosphäre entzünden, zu leuchtenden Stern-
schnuppen werden. Die Linie m ist der Durchschnitt der
Meteorbahn mit der Erdbahn; die Linie PS bildet die
Richtung der grossen Achse dieser Bahn. Dieselbe ist
fünfzigmal so gross als der mittlere Halbmesser der Erd-
bahn; dei' Neigungswinkel der Meteorbahn gegen die Erd-

Itabo betrügt ti4** 3' ud(1 die Bewegung der Meteorite i
dorjeiiigeti der Erde eiitgegeugesetzt oder rikJdiiufig.

Itei dem Nuvex
*■ ■ - - berachwarme be<

achtet in HD
nicht iu jedem
Jahre lun \i. und
13. November eliu
bedeutende Ai
von Sternschnn]
peil, dafür
nach je 33'/i Ji
leii eine ungewöl
lifh grosse Anz)
derselben, die zu-
nieist von einem
Putikli

hilde des Löi
I daiier auch
'(iWfii goiiaiiutj.
iiugeheii »tchciui
Die Meteore diiises
Sciliwiirms, welche
sich ebciifalls um
die Sonne bewef
sind daher
wie die Perseil

Bilin a» Moliuinliw»rnii rom 11). Aubh« Über die

zerstreut und

den in ihrer Gesammtheit nicht einen von ^leteormi
ganz erfüllt«n Ring, sondern einen dichten, nur wenig in
die lÄnge gezogenen Schwärm, der 33' j Jahie zu selneni

und
ein^^^

za-
;ineui

Sternschnuppen, Meteorschwärme, Feuerkugeln und ihre Spectra. 407

Umlaufe um die Sonne gebraucht und dessen Bahn die
Erdbahn in demjenigen Punkte schneidet, in welchem sich
die Erde gegen den 13. November befindet.

Wenn nach je 33 ''3 Jahren der Novemberschwarm
erscheint, so wiederholt sich die Erscheinung des Stern-
schnuppenregens um den 13. November 3 Jahre nach
einander, aber in abnehmender Stärke; der Schwärm von
Meteorkörperchen hat daher eine solche Ausdehnung in
seiner Bahn, dass er 3 Jahre gebraucht, um die Stelle zu
passh-en, wo sich gegen den 13. November die Erde be-
findet; ausserdem ist er nicht an allen Stellen gleich dicht
mit Körpern besetzt; der vorangehende Theil ist dichter
als die nachfolgenden.

Die Fig. 180 zeigt ein sehr kleines Stück der ellip-
tischen Bahn und die Massenvertheilung des November-
schwarms. Wie die Figur zeigt, schneidet diese Bahn die
Erdbahn an der Stelle, wo sich die Erde gegen den 14. No-
vember befindet, und die Bewegung der Meteorite, die
bloss auf einer kleinen Strecke der Bahn sehr ungleich
verthcilt sind, erfolgt entgegengesetzt der Bewegung der
Erde oder ebenfalls rückläufig. Die Neigung dieser Bahn
gegen die Erdbahn beträgt nur 17^44'; ihre grosse Achse
ist ungefähr lOVainal so gross als der Durchmesser der
Erdbahn; die Umlaufszeit des dichtesten Theiles der
Meteorite um die Sonne S beträgt 33 Jahre 3 Monate.

Die Bahnen, welche die verschiedenen Meteore eines
und desselben Seh warmes beschreiben, scheinen von einem
gemeinsamen Punkte des Himmels, dem sogenannten
Radiationspnnkte^ auszugehen; für den Augustschwarm
liegt derselbe zwischen dem Sternbilde des Perseus und
der Cassiopeja, für die Novemberschwärme dagegen liegt
er sehr nahe bei dem Sterne C im Löwen. Es ist damit

«»

Dil' Sprilmlmul)'»

nicht gesHgt, (lass alle Steiusclinuppen eines und <l«i
selben Suhwarins wirklich aus einem um! ileniselbwi Va
dos Wcllriiuiues hiu-kommeu, soudeni üur, dass die FIti(
bahnen (Ut luoiateu von ihnen riickwärU verlängert ii
einen und densclhen Punkt aui Hiiniuel hinwetseu; citri

wenige Stcnischmiiipen &iud uieht uut' bestimmte Uadiutioi
punkte zurückzuliihi'en und man nennt de dalier
railisfln: Die Couvei'geuz solcher Meteorbaltnon ist in-
dessen um- eine scheinbare und eine einfache Wirkung
der I'ui'Hpectivc ; iu der Wirklichkeit sind dieselben naliezu
paniUel und sie bieten ilen Anblick divergireuder Ltn
aus demselben Grunde, iub nelcliem wir die Sonni

Sternschnuppen, Meteorschwürni«', Feuerkiipreln und ihre Spectra. 400

strahlen in divergirender Hichtung durch eine Wolkeiilücku
hervorschiessen sehen. Selbst in solchen Fällen, wo das
Phänomen der Sternschnuppen weniger auffallend ist,
scheinen doch solche Radiationspunkte vorhanden zu sein;
Heib, Gbeg und A. Hebsghel haben eine sehr grosse
Zahl von Meteorschwärmen, die in regelmässigen Perioden
wiederkehren, aufgefunden und für dieselben die Radiations-
punkte näher fixirt

Aus dem, was wir bis jetzt über die Natur und die
stoffliche Zusammensetzung der Kometen, der Nehelhaufen,
der kosmischen Wolken und der Meteorschwärmc gesagt
habeUy ergiebt sich eine unverkennbare Aehnlichkeit zwi-
schen diesen verschiedenen Gebilden des Weltenraunis.

Die Verwandtschaft zwischen Kometen und Stern-
schnuppen wurde schon von Chladni erkannt; aber erst
SoHiAPA&EiiLi in Mailand umfasste alle Erscheinungen,
welche diese bis dahin so räthselvollen Himmelskör])er dar-
bieien, mit durchdringendem Scharfsinne und seltenem Er-
folge. Er zeigte, dass zwischen Kometen und Stern-
schnuppen ein inniger Connex besteht, insofern beide in
gleichartigen Bahnen um die Sonne laufen, ja dass bis-
weilen in einem Theile einer Bahn ein Komet und an einer
anderen Stelle derselben Bahn ein Stemschnuppenschwarm
sich bewegt Zwischen den Bahnen des August -Meteor-
ringes und des Kometen 1862, Nr. III hat derselbe eine
so grosse Uebereinstimmung gefunden, dass an einer völ-
ligen Identität beider nicht gezweifelt werden kann.

Natürlich kann ein Stemschnuppenschwarm nur in
dem Knoten, d. h. in demjenigen Punkte seiner Bahn, in
welchem er die Erdbahn schneidet, als MeteoiTegen be-
obachtet werden, und zwar nur in dem Falle, wenn
zu derselben Zeit die Erde sich an eben dieser Stelle

•110 I)ii; Spectralaiialyse.

befindet und ihre Atmosphäre von den Meteoriten durch-
schnitten wird.

Audi für den Xovemberschtcnnn haben die Rechnungen
von ScHiAPARELU, ÜPPOLZEB, Peters uud Le Verrier
den erzeugenden Kometen an das Tageslicht gebracht; es
ist der von Tempel in Marseille zuerst beobachtete kleine
Komet, der mit 18G6, Nr. I bezeichnet wird und welcher
in den durch Beobachtung und Rechnung abgeleiteten
Elementen seiner Bahn mit denen des Meteorschwarms
vom 14. und 15. November äusserst nahe übereiDstimmt
Diese Kiemente sind nämlich

fflr drn MeteorBchwsnu ffir den Kometen
Diinhfraii^ durch das Porihel . Xovomber 10,092 Januar 14,160 (1866)

Länpe dos Perihels 56«25' 60«28*

Läiipe «1«*H Knotfiis 2:^^28' 23l<»26'

Neip^iii^ der Bahn fft'gfii die Ekliptik . 17"44' 17* 18*

Perihel-Distanz 0,0873 0,9765

Exrentriiität 0,9046 0,9054

Halbe prc.ss«' Achse 10,.H40 10,324

rmlant'sxeit 85,250 Jahre 33,176 Jahre

Uii'htiinj:: der newoprun;:: rücklänfig rficklänfi^^

Die l'mgestaltutig dieses letztern Kometen zu einem
Meteoritenringe ist bei weitem nicht so weit vorgeschritten,
wie es bei dem Kometen 18(52, Nr. III der Fall ist; seine
Existenz ist viel jungem Datums und daher die Zer-
streuung seiner meteorischen Masse über die Bahn hin
und die damit verbundene Riugbildung noch wenig ent-
wickelt. Die Fi(f. IHl zeigt in CD den in der Sonnen-
nähe betindliehen Theil der Bahn dieses Kometen, welche
mit der Bahn der Novembermeteore (Fig. 180) identisch
ist. In dem alljährlich wiederkehrenden Meteorschwarm
vom 20. April erkennt man in gleicher Weise den Kometen
von d' Arrest.

«lrrnschiiii|.pi'Ti, Mfliorsi hwilrmr. iVii^rkiigpln uml ihrt Speilru. lU

Gegenwärtig beschränkt sich unsere Kenntniss der
MüteorstriJme, welche in densellifii Bahnen mit gewissen

Kometen einbergehen. schon nicht mehr auf die wenigen
im Vorhergehenden aiigefiihrten Fälle. Eine von Professor
A. Hebsohel gegebene möglichst vollständige Zusainnien-

412 Die Spectralanalyse.

Stellung aller Meteorschauer und Kometen, die bezüglich
ilirer Bahnen eine gewisse Verwandtschaft verratheu, ent-
hält 71 Beispiele dieser Ai*t

Dass unter gewissen Bedingungen durch Auflösung von
Kometen Sternschnuppenschwärme entstehen, dafiir bietet
auch der grosse Stemschnuppenfall in der Nacht vom 27.
zum 28. November 1872 ein interessantes Beispiel, das
man wohl als wichtigen Beleg zu der ScHiAPABELLi'schen
Anschauung aufTühren kann. Damals trat plötzlich in
den Abendstunden eine imgeheure Menge von Stern-
schnuppen auf, neben der der gewöhnliche November-
schwarm, der in den Tagen vom 12. bis 14. auftritt, sehr
zurücktreten nmsste. Professor Heis in Münster zahlte in
53 Minuten 2200 Sternschnuppen, drei Beobachter in Göt-
tingen gaben die stündliche Anzahl der von ihnen ge-
sehenen Meteore auf 7710 an. In Berlin war zur Zeit
des Glanzpunktes des Phänomens an kein Zählen zu den-
ken, denn die Meteore schössen in ganzen Garben her-
nieder. In Leipzig wurden zwischen 7 und 8 Uhr 1212
Stemschnuppen gezählt und Schmidt in Athen schätzt die
Gcsammtzahl der in der Nacht des 27. November 1872
gescliencn Sternschnuppen auf 30000, was nicht zu hoch
erscheint, wenn man erwägt, dass P. Secchi nebst seinen
Mitbeobachtern in jener Nacht 14 000 Sternschnuppen wirk-
lich zählen konnten. Die Meteore gingen meist von einem
Punkte des Himmels im Perseus, viele auch aus der An-
dromeda aus. Dieser Radiationspunkt ist, wie gesagt, nur
eine Wirkung der Perspective; die einzelnen Meteorbahnen
sind einander parallel und scheinen nur aus einem Punkte
herzukommen aus dem nämlichen Grunde, weshalb die
})arallelen Baumreihen einer Allee in weiter Entfernung
vom Beobachter auch in einem Punkte zusammentreffen.

SternRchiiuppen, Meteorschwärme, Fenerkugeln nnd ihre Spectra. 41B

Kennt man die Lage des Radiationspunktes und die
Geschwindigkeit der Meteore, so kann man ihre Bahn
in Bezug auf die Sonne berechnen. Diese Berechnung hat
SoHiAPARELLi für die Meteore, welche Ende November er-
scheinen, ausgeführt und er fand dabei eine so grosse
Uebereinstimmung mit der Bahn des BiELA'schen Kometen,
dass an der Uebereinstimmung beider nicht zu zweifeln ist.
Die Bahn jenes Kometen liegt nun so, dass der Punkt, in
welchem sie die Ebene der Erdbahn schneidet, fast genau
dieselbe Entfernung von der Sonne hat wie die Bahn der
Erde selbst an dieser Stelle. Die Länge dieses niederstei-
genden Knotens auf der Ebene der Ekliptik beträgt 6G®
und diesen Ort erreichte die Erde 1872 in der Nacht vom
27. zum 28. November; da nun auch an dieser Stelle die
Entfernung des Bahnumfanges des BiELA'schen Kometen
von der Sonne nur um einen unbedeutenden Betrag kleiner
ist als die Entfernung der Erde von der Sonne, so ging
unser Planet eine kurze Zeit hindurch dicht neben der
Bahn des BiEi/A'schen Kometen einher. Denkt man sich,
um ein populäres Beispiel herbeizuziehen, die beiden Bah-
nen als zwei Schienengeleise, so ist jener Punkt analog der
Strecke, auf welcher die Schienengeleise dicht neben ein-
ander herlaufen, während sie sonst nach den verschieden-
artigsten Richtungen hin weit aus einander gehen. Zwei
Eisenbahnzüge auf diesen Geleiten werden sich nur dann
begegnen, nur dann dicht an einander vorbei fahren, wenn
sie gleichzeitig jene Strecke passiren. Ebenso verhielt es
sich mit der Erde und dem BiELA'schen Kometen. Von
der Erde wissen wir nur, dass sie am 27. November an
der betreffenden Stelle war, von dem Kometen dagegen
wissen wir nichts Bestimmtes. Derselbe war nämlich im
Spätsommer 1852 (siehe S. 3G9) zum letzten Male gesehen

414 Die Spectralanalyse.

worden und seitdem nicht wieder, obgleich er der Rech-
nung gemäss im Winter 1865 bis 1866 hätte wiederkehren
müssen und dann den eifrigen Nachforschungen der Astro-
nomen nicht entgangen wäre. Dieses räthselhafle Ver-
schwinden eines grossen Weltkörpers, oder eigentlich zweier,
da der Komet ein üoppelkomet geworden, hat schon da-
mals das grösste Aufsehen erregt und man schloss mit
einiger Wahrscheinlichkeit, dass sich das Gestirn wenig-
stens theilweise aufgelöst habe. Dieser Schluss scheint
sich durch den Meteorregen in der Nacht vom 27. zum
28. November 1872 bestätigt zu haben. Hätte nämlich
der Komet noch unverändert bestanden, so würde die
Erde an jenem Tage gar nicht in seine Nähe gekommen
sein, indem er den fraglichen Punkt schon lange vor
ihr passirte, ja im ersten Drittel des Octobere ungefähr
schon seinen Sonnennähepunkt erreichte. Wenn sich
aber der Komet theilweise in einen grossen, längs der
Peripherie seiner Bahn ausgedehnten Meteorschwarm auf-
löste, so konnte es sich sehr gut ereignen, dass die
Erde bei ihrem Vorüberfluge an jener Stelle noch einen
Theil des Schwarmes antraf, der eben im Begriffe war,
vorbeizupassiren. Das scheint in der That der Fall ge-
wesen zu sein und die Erde zog nun durch ihre An-
ziehungskraft einen mehr oder minder bedeutenden Theil
dieser Meteore zu sich heran oder auch, wenn man will,
sie durchflog einen Theil dieses Schwarmes.

Professor Klink erfues in Göttingen kam angesichts
des reichen Sternschnuppenfalles am Abend des 27. No-
vember zu der Meinung, dass es vielleicht möglich sein
würde, den Kopf dos Kometen, dessen aufgelöste Theile
uns als Sternschnuppen sichtbar wurden, zu finden. Dieser
konnte aber nur auf der südlichen Erdhälfle sichtbar

SteniAcbnuppen, Moteorsi'hwänne, Feuerkugeln und ihre Specira. 415

werden; er forderte daher Pogson, den Director der
Sternwarte zu Madras, telegraphisch auf, sich am süd-
lichen Himmel, in der Nähe des Sterns & im Ceutauren,
nach einem Kometen umzusehen. Diese Aufforderung war
erfolgreich, denn wirklich fand Pogson in der Nähe des
angegebenen Ortes einen Kometen und konnte denselben
an zwei Tagen beobachten. Zwei Beobachtungen sind
jedoch nicht ausreichend zu einer unabhängigen Bahn-
berechnung des gesehenen Kometen, doch geht aus den-
selben wenigstens so viel hervor, dass diese Bahn nahe
mit derjenigen des BiELA'scheii Kometen übereinstimmt, ob
aber der gesehene Komet mit einem der beiden Biela's
TÖllig identisch ist, muss dahingestellt bleiben.

Diesen äusserst wichtigen Aufschlüssen gegenüber,
welche die directe Beobachtung und der Scharfsinn der
Astronomen in der neuesten Zeit über die Natur und den
Zusammenhang der Nebelflecke, Kometen, Sternschnuppen
und Feuerkugeln zu Tage gefordert hat, sind die Ergeb-
nisse der Spectralanalyse über diese letzteren Meteore
noch sehr dürftig. Es ist dieses leicht zu begreifen, wenn
man bedenkt, mit welcher Geschwindigkeit die feurigen
Meteore durch unsere Atmosphäre ziehen und wie schwer
es ist, dieselben in dem Augenblicke, wo sie sich zeigen,
mit dem Specti'oskope zu erfassen. Bevor das Instrument
auf eine Sternschnuppe oder eine Feuerkugel gerichtet und
scharf eingestellt ist, hat sich dieselbe dem Gesichtskreise
wieder entzogen. So bleibt denn die Anwendung der
Spectralanalyse auf diese flüchtigen Gäste fast ganz der
Gunst des Zufalls überlassen und beschränkt sich fast
ausschliesslich auf diejenigen Nächte, in denen alljährlich
oder in bestimmten Perioden ein zahlreicher Stern-
schnuppenfall im Voraus erwartet werden kann.

41«

Die Speotfalanaly«e.

Schon im Jahre 1865 wurde von Alexander Hrb8gh£l
auf Grund einiger weniger spectroskopischer Beobachtun-
gen, denen zufolge das Spectrum der Sternschnuppen sich
als ein continutrliches^ nicht durch dunkle Linien unter-
brochenes erwies, auf den in dem nächsten Jahre zu er-
wartenden reichen Stenischnuppenfall hmgewiesen und zu
spectroskopischen Beobachtungen derselben aufgefordert
John I^kowning untei*zog sich demzufolge in den Nächten
dt»s \). und 10. August, sowie in den Morgenstunden des
14. Xoveinber auf dem Observatorium zu Upper Halloway

Fi^. 182.

Browning'« Mcteortpcctrovkop.

bei London dieser Untersuchung und beobachtete im
(JanztMi siebzig Speotra von Sternschnuppen-Kernen und
-Schweifen.

Zu diesen Beobachtungen ist das Fig, 120 beschrie-
bene Handspectroskop von Huooins, wie es von Browning
für die directe Beobachtung der Sonnenumgebung während
der Sonnenfinsternisse construirt worden ist, durchaus ge-
eignet. Noch besser ist jedoch das in Fig. 182 abgebil-
dete, von Browning für seine Untersuchungen der Stem-
scliiiuppenspectren speciell construirte Instrument durch
welches die scheinbare Winkelgeschwindigkeit der in Be-

Stemschnuppeu, Meteorschwümie, Feuerkugeln und ihre Spectra. 417

wegung befindlichen Meteore vermindert erscheint und
welches wegen des grossen Gesichtsfeldes, das es am Him-
mel umspannt, die Beobachtung einer fliegenden Stern-
schnuppe sehr erleichtert

Dasselbe besteht aus einem Prismensystem P zum
Geradaussehen und einer plan -concaven CylinderUuse L.
Bezeichnen Afj, M^, M^ drei auf einander folgende Oerter
in der Flugbahn eines Meteors, und m^, 7n^, m^ die Sy-
stenie von Lichtstrahlen, welche das Meteor gegen die
Linse L aussendet, so werden letztere so gebrochen, wie
es durch die punktirten Linien angedeutet ist. Der Strahl
rox triflft sowohl das hinter den Prismen befindUche Auge
als der Strahl 7/23; das Auge übersieht daher am Himmel
den grossen Raum zwischen M^ und M^ und das in dieser
Bahn dahinschiessende Meteor mit einem BUck, ohne dass
es nöthig wäie, das Instrument zu bewegen. In einem
solchen Spectroskope scheint die Sternschnuppe still zu
stehen und man kann ihr Spectrum ohne Mühe beobachten.
Browning konnte mit Hülfe eines solchen Meteorspectro-
akops sogar die Spectren von Leuchtkugeln erkennen,
welche nur wenige Schritte von dem Beobachter in die
Höhe geworfen wurden; obgleich die Winkelgeschwindig-
keit solcher Kugeln sehr gross ist, so werden doch die
charakteristischen Linien der in ihnen glühenden Metalle
Barium, Strontium u. s. w. mit völliger Deutlichkeit wahr-
genommen. Setzt man eine biconcave Linse von grösserer
Brennweite, als diejenige der Cylinderlinse L ist, vor
diese letztere Linse, dem Himmelsraume zugewandt, so
werden Strahlen von noch grösserer Convergenz, die über
Mx und J/3 hinausgehen, dem Auge zugeführt, und es
wird das Gesichtsfeld des Instruments dadurch noch ver-
grösseil.

ächelUHt Spectralaualyau. II. '27

418 Dio Spectralanalyse.

Anstatt das Spectnim direct mit dem Auge zu be-
obachten, kann man auch ein kleines Bcobachtungs-
fernrohr anwenden, dem man die Einrichtung und Stel-
lung zu den Prismen giebt, wie es in Fig, 120 dargestellt
worden ist

Browning richtete bei seinen Sternschnuppen-Beob-
achtungen das Prisma auf diejenigen Punkte des Himmels,
aus welchen die Meteore herkamen, und so gelang es,
unter der grossen Anzahl derselben einige wenige im Ge-
sichtsfelde des Instrumentes zu erhalten und den Haupt-
charakter ihrer Spectra zu beobachten.

Die Spectra der Meteorkerne waren meist continuir-
liche, in denen man alle prismatischen Farben des Sonnen-
spectrums sah, mit Ausnahme des Violett In einzelneu
Fällen herrschte jedoch in dem Spectrum das Gelb vor,
in anderen bestand es fast vollständig aus homogenem
gelbem Lichte, zeigte aber zugleich alle übrigen Farben
vom Rotli bis zum Grün in sehr schwachem Grade; in
zwei Fällen bestand das Spectrum aus homogenem grünem
Lichte. Ein bemerkonsweilher Unterschied in den Kernen
der August- und November-Meteore gab sich nicht zu er-
kennen.

Bei den ^?/^M/»f -Meteoren blieb in dem Spectrum der
Schweife oder der von den Sternschnuppen zurückgelasse-
nen Lichtspuren, wenn dieselben zu verschwinden anfingen,
im Allgemeinen nur eine gelbe Linie von intensivem Glänze,
die unverkennbar das Vorhandensein von selbstleuchtenden
Gasen anzeigte und nur mit der Linie des glühenden Na-
triums verglichen werden konnte.

Bei den Noveitiier -Meteoren war dagegen der vor-
herrschende Charakter der Spectra der Schweife Continui-
tilt und Breite, aber Fehlen von aller Farba Das Licht,

Sternschnuppen, Meteorschwärmc, Feuerkugeln und ihre Spectra. 419

welches vorzugsweise blau, grün oder stahlgrau war, schien
im Allgeiueineu homogen zu sein; doch kann dieses Aus-
sehen daher kommen, dass das Licht zu schwach war,
um ein sichtbares Spectrum zu erzeugen, wie auch in
dem Spectrum der Sterne unter der zweiten und dritten
Grösse stets das Roth und das Blau fehlt, obgleich das-
selbe in dem Lichte der Sterne ohne Zweifel vorhanden
ist. Die gelbe Linie, welche die Schweife der August-
Meteore gaben, fehlte in denen der November -Meteore
vollständig.

Das November-Phänomen des Jahres 1868 wurde u. A.
von Secchi spectroskopisch beobachtet; unter der grossen
Zahl von Sternschnuppen, welche einen Schweif hinter-
Uessen, war eine, deren Lichtspur 15 Minuten lang an-
dauerte und im Anfange so stark glänzte, dass das Licht
mit dem Prisma geprüft werden konnte. Secchi fand das
Spectrum discontinuirlich, und zwar waren die haupt-
sächlichsten hellen Streifen und Linien roth, gelb, grün
und blau. Ausserdem glückte es Secchi, zwei Stern-
schnuppen im Spectroskope zu sehen; die Magnesium-
linie erschien sehr schön; ausserdem zeigten sich noch
Linien im Roth.

Unter den neueren Beobachtern der Meteorspectra ist
in erster Linie v. Konkoly zu nennen. Er findet, dass
die Köpfe dieser Meteore meist ein continuirliches Spec-
trum geben, auf welchem sehr oft, jedoch nicht immer, die
helle Natriumlinie projicirt erscheint, v. Konkoly ist
daher der Ansicht, dass das Natrium durchaus nicht immer
eine den Meteoren angehörige Substanz sei, sondern in
unserer Atmosphäre schwebt und hier erst mit dem Meteore
zum Glühen kommt. Weil aber mit der Höhe die Zahl
der Natriumtheilchen in unserer Lufthülle offenbar ab-

27»

420 Die .Spectralniialyse.

nimmt, so kann es vorkommen, dass Meteore in sehr
grossen Höhen, wenn sie selbst kein Natrium enthalten,
überhaupt die Natriumlinien nicht zeigen. Diese Ansicht
findet V. KoNKOLY durch die Beobachtung bestätigt, dass
das Spectrum eines und desselben Meteors anfangs ohne
die gelbe Natriumlinie erschien, während in demselben
diese Linie später hell aufleuchtete. Dagegen ist freilich
daran zu erinnern, dass, wie der Komet Wells von 1882
gezeigt hat, doch Kometen existiren, in denen glühender
Natriumdampf eine hervorragende Rolle spielt; da nun
Sternschnuppen und Kometen unverkennbar in einer ge-
wissen ver>^andtschafüichen Beziehung zu einander stehen,
so ist wenigstens die Möglichkeit nicht zu leugnen, dass
auch in einigen Sternschnuppen glühende Natriumdämpfe
vorhanden sind.

Sechste Abtheilung.

Die Krgebnisse der spectroskopischen Uutersuchung des
Zodiakallichts, des Nordlichts und des Blitzes.

35. Das Zodiakallicht.

Im Frühlinge hat man in heiteren Abendstunden nach
Sonnenuntergang bisweilen Gelegenheit, am westlichen
Himmel einen pyramidenförmigen matten Lichtschein zu
erblicken, der sich von dem Orte, wo die Sonne unter den
Horizont trat, längs der Ekliptik ausbreitet und bisweilen
bis zu den Plejaden reicht. In den Monaten September
und October sieht man einen ähnlichen Lichtkegel am
Osthimmel vor Sonnenaufgang. Dieser matte Licht-
schimmer, der in den Tropen allnächtlich wahrgenommen
werden kann, fuhrt den Namen Zodiakal- oder Tkierkreis-
Licht, weil er am Himmel in der Richtung des Thier-
kreises sich ausdehnt (Fig, 183), Offenbar steht dieses
Licht in einem gewissen Zusammenhange mit der Sonne,
und man vermuthet, es sei ein flacher Hing, der zwischen
der Venus- und Marsbahn frei und nahe concentrisch zur
Sonne schwebe. Jones und Heis, welche die Erscheinung
sehr lange und genau beobachtet haben, sind dagegen der
Ansicht, dieselbe sei ein matt leuchtender oder erleuch-
teter Ring von uebelartiger Materie, der innerhalb der
Mondbahn frei um unsere Erde circulire, während Liais
meint, dass das Zodiakallicht gew isser masseu die er-

iveiterte Corona der Soniie sei. Die Meinungen üb<
ie wahre Natur dieser Erscheinung gehen also we
enug aus einander, und es ist deshalb intereasant, de
iuss[>rucb des Spectroskops zu vernehmen. Leider il
ii- ganze Erscheinung so schwacli. dass man von Tom

flg. l«3.
l<-.., 7.m\i,K*nh-M .n Al..iidMii....'i.

lerein kaum hoti'uii darf, überhaupt ein Spcctrum dei
elben m erhalten. In(le.ssen zeigt sich ein solches dod

ind Luis fand dasselbe contJniiirlich, woraus folgen iriird
ass die Materie, die dieises Licht ausstrahlt, nicht gai

önnig ist AsusTKilu und IU:8PiGHr haben dagegen it

ipectrum des Zodiakallichtes die grüne Coronalinie ( 1 247 K.

1
1

Das Zodiakallirht. 425

ganz unzweifelhaft erkannt und daneben nodi ein con-
tinuirliches Spectrum gegen F hin.

Am 4.9 5. und 6. März 1872 beobachtete Vogel das
Spectrum des Zodiakallichtes mit einem BRowNiNa'schen
Taschenspectroskop. Er fand es aus einem schwachen,
grünlichen Lichtstreifen bestehend, welcher nach dem
rothen Ende hin durch eine etwas hellere Linie begrenzt
war. Mit Hülfe eines grossem Spectralapparates konnte
die Lage dieser hellen Linie genau bestinmit werden und
sie fand sich von der Wellenlänge 557,1 milliontel Milli-
meter.

A. M. Wbight hat sich sehr eingehend mit der spec-
troskopischen Untersuchung dieses Lichtes beschäftigt und
gefunden, dass das Spectrum desselben continuirlich und
im Allgemeinen nicht von demjenigen des schwachen
Tages- oder Dämmerlichtes verschieden ist. Es erstreckt
sich ungefähr von D bis (?, doch wechselt diese Aus-
dehnung etwas, je nach der Heitericeit des Himmels,
auch nimmt die Helligkeit gegen beide Enden hin all-
mählich ab. Die helle Linie im Grün hat auch Wbight
bisweilen gesehen, aber sie gehört seiner Meinung nach
durchaus nicht dem Zodiakallichte an, sondern steht in
Beziehung zum Nordlichte. Sie wurde nämlich nur dann
wahrgenommen, wenn mindestens Spuren eines Nordlichtes
sich zeigten. Hiernach wäre also das Zodiakallicht nur
der Widerschein eines die Sonne umgebenden und frei
um diese rotirenden, über die Erdbahn hinausreichenden
Staubringes, dessen einzelne Partikelchen das Sonnenlicht
reflectiren. Damit stimmt auch die Aussage des Polanskops
überein, wonach im Zodiakallicht« Strahlen enthalten sind,
die in einer durch die Sonne gehenden Ebene polarisirt
erscheinen. Ueber die Substanz, welche den vermutheten

426 Die Spectralanalyse.

Staubring zwischen der Venus- und Marsbahn bildet, sowie
über seine physische Natur wissen wir zur Zeit noch nichts
Bestimmtes. Das ganze Phänomen dieses Lichtes bietet
dem Astronomen noch ein weites Feld der Untersuchung
dar, dessen Bearbeitung nicht mit erheblichen Schwierig-
keiten verbunden ist, wohl aber eine längere Aufmerksam-
keit, Ausdauer in genauen Beobachtungen und vor allem
einen reinen Himmel voraussetzt.

36. Das Spectram des Nordlichts.

Das Nordlicht gehört keineswegs zu den seltenen,
wohl aber zu den geheimnissvollsten Erscheinungen, welche
in der Atmosphäre sichtbar werden. Seine Pracht in jenen
polaren Gegenden, wo es sehr häufig auftritt, überbietet
jede Beschreibung und spottet der Darstellung durch den
Pinsel. Auch in unseren mittleren Breitengraden treten in
gewissen Jahren Nordlichter von grosser Pracht auf; aber
die Entwickelung der Erscheinung erreicht hier niemals
jenen Grad der Intensität, der die arktischen Gegenden
besonders Nordamerikas, und des Franz- Josef-Landes im
sibirischen Eismeere auszeichnet. Ueber das Wesen des
Nordlichts sind die Physiker durchaus noch nicht einig,
ja selbst seine Höhe über dem Erdboden ist ein streitiges
Problem. Während Einige diese Höhe auf viele Meilen
schätzen und solche Schätzungen durch die ausgedehnte
Sichtbarkeit mancher Nordlichter über grosse Theile der
Erdobei'fläche Bestätigung zu finden scheinen, behaupten
Andere mit guten Gründen, dass einzelne Nordlichter in
Norwegen bisweilen bis auf die Spitzen der Berge und die
Flächen der Hochebenen herabsteigen. Einige Forscher
sehen in dem Nordlichte eine kosmische oder doch solare

Das Spectnim des Nordlichts. 427

Erscheinung, andere halten es für einen tellurischen Licht-
process und sprechen von einem „magnetischen** oder gar
„elektromagnetischen Gewitter**, ohne damit eine bestimmte
Vorstellung zu verbinden. Grosse Nordlichter kündigen
sich häufig an durch Schwankungen der Magnetnadel, und
diese Unruhe der magnetischen Apparate tritt dann gleich-
zeitig in grossen Theilen der Erdoberfläche auf. Ebenso
treten zur Zeit grösserer Nordlichter im Innern der Erde
sehr starke elektrische Ströme (Erdströme) von solcher
Ausdehnung auf, dass die telegraphische Correspondenz
auf allen Linien eines Landes gestört wird. Diese Ströme
haben nicht selten eine solche Stärke, dass es der Ver-
einigung aller Batterien der Stationen bedarf, um einen
den Erdstrom comi)ensirenden Gegenstroni in den Linien
zu erzeugen.

Nach den Untei'suchungen von Prof. Fritz in Zürich
zeigt die Häutigkeit der Nordlichter innerhalb einer Periode
Von iP 9 Jahren ein Maximum und ein Minimum. Die
gleiche Periode zeigen auch die Sonnenflecke, und es ist
überaus merkwürdig, dass, wenn die Sonnenflecke häufig
sind, auch zahlreiche Nordlichter erscheinen, während in
den Jahren mit wenigen Sonnenflecken das Nordlicht nur
selten und schwach auftritt.

Anüstküm scheint der Erste gewesen zu sein, der im
Winter 1867 bis 1868 das Spectrum eines Nordlichts be-
obachtete. Er sah eine einzige helle Linie, welche links
von der bekannten Calciumgruppe des Sonnenspectrums
lag. Ausser dieser relativ sehr intensiven Linie beobachtete
er bei gehörig erweitertem Spalte noch Spuren von drei
sehr schwachen Streifen, die sich fast bis an die Fraün-
HüFKR'sche /-Linie erstreckten, und nur ein einziges Mal
traten bei einem duich Undulationen sehr bewegten Licht-

&t fe*

i»r>e:. ::: dtc l>äzridliii€t«» Becio&€X! «iiti^e schwache
Liii>ec aai I*&s Lkht der N«>nilichuT ist didier bemahe

Die srfLMzSiXe hcüe Linie. d*Ttn Lage Staute in Pul-
k'jTtA skn einem vahi^ckeinbcfaeD Fehler tod 10 bis
15 Einhehen ak Nr. 1^^ der KiscHHOFF'schen Scala
<zviäcfaec D xmd E/ acceeeben hat. entspricht nach Axg-
«TBöM einer Farbe tod der Wellenlange 5567 zehnmilliontel
Milliii.e:er aikd fiUt mit keiner der bekannten Linien in
den ^^pect^en der irdischen Stoffe zusammen. Dieselbe ist
in dem AsosTBOn^schen Spectmm d& tellnhschen Linien
Atta». Tafel b zwischen ^ und £ auf 556 als imnktirte
Linie eingetrasen.

D. K. WixDEB hatt^ in Amerika oft Gelegenheit, das
Spectnmi des Nordlil:fat^ zu beobachten: auch ihm zeigte
sich fast inmier eine helle Linie im Gelb, nahe bei D
und coincidirend mit einer dunklen Linie der tellorischen
Gruppe, welche im Spectrum der Sonne auftritt, wenn die-
«»elbe dem Horizonte nahe steht: ausserdem trat noch eine
Si^^h wachere Linie im Grün und einmal auch eine Linie im
Roth auf.

KAYjrr und Sörel l>eubaehteteu das Xordlicht vom
15. auf den 16. April li>6y: das Spectrum zeigte sehr
deutlich die helle Xordlicht linie und die atmosphärischen
Linien.

l>a.s Nordlicht vom 6. Oc-tober 1^6i» wurde von Flügel
spectralanalytisch uutersucht. Auch dieses Mal erschien
das Licht desselben fast homogen, indem es bei massig
geöffnetem Spalte wieder nur die gelbe Nordlichtlinie gab.
Als <ler Spalt bis auf 1,3 mm geöffnet wurde, zeigte sich
ausserdem noch ein sehr schwaches Grün, welches nach
einer ungefähren Schätzung bis zur Linie F reichte. Es

Dil, Hptctrum .|"- NonllifliU. 42!»

gdlaug nicht, dieses Licht durch Verengerung des Spaltes
zu einer Lichtlinie zu concentriren. Nach dem Roth hin
wiir dagegen ein derartiges schwaches Licht nicht zu be-
tiierkeu, wodui'ch die Möglichkeit einer Täuschung dnrcb
ttwaiges SternenUcht, welches durch den Spalt in das
Spectroskop hätte eindringen künnen, ausgeschlossen war.
Am 5. April 187U analyairttf A. Schmidt ein Nord-
licht in Lennep (Rheinprovinz). Das Spectruni bestand
auch hier aus einer besonders hellen und breiten Linie,
etwas rechts von D nach A' hin. welche in ihrer Inten-

wr\

sität schwankte, zuweilen abnahm und gleich darauf wieder
besonders hell aufstrahlte. Neben diesen Hauptlinien bis
nach F hin erstreckte sich ein continuirliches Hand, welches
sich häufig in drei helle aber schwächere Linien aufloste.
Am :^l. October 1870 sah man zu Dun Echt in Schott-
land ein helles Nordhcht, das von Lord Ll^'DSAf mit einem
geradsichtigen Spectroskop von Bkowsiso beobachtet wui-de.
Es erschienen fünf helle Linien. Fig. IH4 giebt eine Dar-
stellung dieses Spectnuns, mit dem Sonneuspectrum dar-
über. Die Linien sind je nach ihrer Helligkeit mit dtu
Zahlen 1 bis 5 bezeichnet.

4S9 Die .Spcc'lriUiialy>^e.

eine schwache und oebelige Linie in der Nähe von F, sowi
noch eine sehr schwache Linie ungefähr in der Mitb
zwischen den beiden letzteren Linien, Das rothe Bai
fehlte in dem Spüctnmi der weisseu Nordlichtstnihlen,
gegen waren die übrigen drei Linien in demselben über
vorhanden. Ks wird damit die Ansicht, dass die vers
denen Strahlen des Nordlichtä verschiedene Spectra zeig«
bestätigt.

An demselben Abende beobachtete /Oi.lnbk mit einei
BttowNiNo'schen Miniaturepectroskop das Nordlicht
Leipzig und erhielt ein Spectrum, wie es in />y. I8ö dai

*-ig, 1«.

gestellt ist. Um hinreichende Helligkeit zu erhalten, war
der Spalt ziemlich weit geöffnet, und um eine annähernde
Bestimmung der Nordlichtlinien zu erhalten, wurden mit
Hülfe eiuer Alkoholtlamme gleichzeitig die Linien des
Lithiums und des Natriums erzeugt. Die Linie 2 im grü-
nen 't'heile des Spectrunns ist aller Wabi-scheinlichkeit
nach die sogenannte Nordlicjitlinie ; die rothe Linie 1 trat
auch hier nur an denjenigen Stellen des Himmels hin-
reichend intensiv auf, welche sich auch dem unbewaffneteBM
Auge als stark geröthet darboten, während die grün»!
Linie 2 mit hervorragender Helligkeit an allen Stellen da
Nordlichts erglänzte. Im blauen Theile des Spectrui
traten nur zuweilen schwache bandartige Streifen «, /t a.v^

Das Spectrum des Nordlichts. 4B3

unter denen ein breites dunkles Band ß auf hellerem
Grunde am auffallendsten war.

Die englischen Beobachter sprechen von besonderen
schwachen nebeligen hellen Streifen nahe F und etwas
darüber hinaus, sowie von einem continuirlichen Spectrum
zwischen D und F; Zöllner dagegen hält diese nebeligen
Streifen im Blau für Reste dieses continuirlichen Spectrums,
die durch dunkle Absorptionsbiinder «, ß entstanden sind.

Erst nach dem Verschwinden des Nordüchts konnte
Zöllner mit demselben Spectroskope die Spectra des
Wasserstoffs, Stickstoffs, Sauerstoffs und der Kohlensäure in
GEissLER'schen Röhren beobachten ; gleichwohl gewann der-
selbe infolge der gleichzeitigen Beobachtung des Natrium- ^
und des Lithiumspectrums die üeberzeugung, dass die rothe
Nordlichtlinie 1 mit keinem Helligkeitsmaximum in den
Spectren der vier untersuchten Gase übereinstimmt. Sie ist
brechbarer als die rothe Wasserstoflflinie Ha, wie es auch
die englischen Beobachter gefunden haben, und dürfte nach
Zöllner derjenigen Stelle zunächst liegen, w^o im Sonnen-
spectrum zwischen C und D die dunkle tellurische Linien-
gruppe « (Angstrüm, Athis, Tafel 8) vorhanden ist, welcher
eine mittlere Wellenlänge von 0,0006279 mm entspricht

Das glänzende Nordlicht, welches am 4. Februar 1872
in unseren Breiten auftrat, wurde von Dr. Schellen in
Köln sehr genau spectroskopisch beobachtet. Unter meh-
reren Spectroskopen zeigte sich das Miniatur- Spectroskop
von Browning als das geeignetste. Das Nordlichtspectrum
stimmte im W^esentlichen mit dem oben von Zöllner be-
schriebeneu überein, doch zeigte sich der Unterschied, dass
der Lichtschein, den Zöllner als die erste schmale Licht-
zone Oinks von «) gezeichnet hat, sich beständig und un-
veränderhch bis zur hellsten Linie (2) erstreckte. Wohin

Schellen, Spectralanalyse. II. 28

434 Die Spectralanalyae.

man auch das Spectroskop richten mochte, überall er-
glänzte die sehr intensive grüne Nordlichtlinie. Wurde
der Spalt etwas weiter geöfiFnet, so trat von dieser Linie
an nach dem Blau hin ein schwacher Lichtschimmer
auf, durchzogen von zwei dunklen Bändern; durch Ver-
engerung des Spaltes gelang es nicht, die drei hellen
Bänder zu begrenzten Linien zusammenzuziehen, so dass
es stets den Anschein behielt, als ob ein continuirliches
Lichtband von zwei dunklen Absorptionsbändern, von denen
das der grünen Linie am fernsten stehende das breitere
und dunklere war, durchzogen würde. In Roth erschien
nur ein einziges Mal vorübergehend eine rothe Linie, als
das Instrument auf eine für das Auge sehr intensiv roth
aufglühende Stelle des östlichen Himmels gerichtet und
zugleich das Ocular so gedreht wurde, dass die grüne
Linie aus dem Sehfelde verschwand. Zum Vergleiche
wurden eine mit Kochsalz getränkte Spirituslampe und
eine GiassLER'sche WasserstoflFröhre angewandt.

Die Natriuralinie liess die ungefähre Lage der grünen
Nordlichtlinie leicht erkennen; die blaue WasserstoflFlinie
H(i erschien weiter von der grünen Linie entfernt als der
letzte helle Streifen des Nordlichts, so dass dieser etwa
zwischen h und F zu liegen schien.

Ein schönes Nordhcht wurde am 14. October 1872
von Prof. Holden in West Point spectroskopisch unter-
sucht. Der Beobachter richtete sein Taschenspectroskop
zuerst auf den Vollmond, um eine Vorstellung von der
Länge des Spectrums zu erhalten. Dann wurde das In-
strument mit weit geöffnetem Spalt auf das Nordlicht ge-
richtet und eine sorgfaltige Zeichnung der Lage der
Linien angefertigt. Das Instrument zeigte für gewöhn-
lich ein Spectrum, das von M nach N reicht, wie dieses

Fig. 186 andeutet. Die violetten Strahlen (links) erschie-
nen bei Beobachtung des NonlUchts wie abgeschnitten
und es zeigte sich: 1) ein breites, helles, rothes Band H,

2) daneben ein dunkler, eben su breiter Raum 7i,

3) ein grünt's, helles Band 0, nahezu eben' so breit,

4) ein schwaches Spectruiu von diÖ'usem Lichte, 5) eine
helle Linie I im Blau, der noch eine andere etwas brech-
barere helle Linie 2 folgt, Ais das Nordlicht erblasste,
blieb nur noch die grüne Linie, sowie vielleicht noch
eine Spur der blauen sichtbiir.

Vogel hat im Jahre 1871 Messungen der hellen
Linien- im Nord I ich tspectruni angestellt und giebt fol-
gende Uebei'sicht:

629,7
556.»

Kfcht h.tk b

HtlUte Lini J >>pr ram j

AeumerHt »chw fa L U chrre Brobnchl, 1 Auf

Zicmlicb helle Linie. | «ehwacli

Üirse Linie ist, wenn gleichzeitig die rothr IrrlencbMe

Linie ergrheint, recht hett, aunst mit der ! nrnnJn.

Torhergeh enden an Helligkeit gleich. |

Recht helle Linie.
ItreitfH LichtiiBnd, in der Uitt« etwas «eii!g«r hell. In il<

Partien des Nordlichts, in denen die rothe Linie (

«theinl, Hehr lichtschwnch.

■2?»

486 Die Spectralanalyne.

Rand Capron* hat ein Verzeichniss aller bis jetzt
beobachteten Nordlichtlinien zusammengestellt. Es finden
sich hiernach Linien von folgenden Wellenlängen in zehn-
milliontel Millimeter:

C297 Sehr heller Streifen, znerst von Zöllner erwähnt. Nor bei rothen
Nordlichtern gesehen, anf dunklem Grunde stehend, ohne andere
Linien in der Nähe, scharf und wohl definirt. Wenn diese Linie
hell erscheint, so erscheint 5189 ebenfalls hell (nach Vooel).

5507 Die ausgezeichnete Linie im Gelbgrün, hellste von allen, bisweilen
an Glanz veränderlich, stets scharf. Nach Ramd Capron würde
sie mit einer sehr schwachen atmosphärischen Linie zusammen-
fallen, doch ist dies zweifelhaft.

589u Sehr schwach, nur von Vookl, vielleicht aber auch von Alvan
Clarkk gesehen.

5233 Nach Voorl massig hell; erscheint häufig.

5189 Sehr hell wenn gleichzeitig die Linie 6297 erscheint, nicht so
häufig beobachtet als 5390.

50(M Sehr hell, nach Vogel, fällt vielleicht mit einer Stickstofflinie im
Spectrum von Nebelflecken zusammen.

4850 Linie im Blau, Lage nach A. Clark, von Vogel und überhaupt
in Europa nicht gesehen.

4694 I Helles Lichtband, etwas weniger hell in der Mitte, sehr schwach

4661^ ]• in dem Thoile des Nordlichts, in welchem die rothe Linie er-

4629 I scheint (Vogel).

435(> Nach Clark, Lage unsicher, massig hell, von Vogel nicht ge-
sehen. Lkm8Tröm verlegt sie auf die brechbarere Seite von (?.

Im Ganzen sind also bis jetzt neun helle Linien im
Spoctrum des Nordlichts gesehen worden, doch niemals
alle gleichzeitig und von einem Beobachter.

Im Mittel aus späteren Messungen findet Vogel für
die Wellenlänge der hellsten Linie 557,08 milliontel Milli-
meter, was mit Winlock's früherer Bestimmung 557,1 über-
einstimmt. An dieser Stelle findet sich auch in der Sonnen-

* .1. Rand Capron: Aurora?, thuir Tharacters and Spectra. London
und New- York, 1879.

Das Spectrnm den Nordlichts. 437

Corona eine helle Linie und man hat geraume Zeit beide
für identisch gehalten; iu Wirklichkeit ist dies jedoch nach
Young's Untersuchungen nicht der Fall. Nach Vooel's
Ansicht ist die hellste Nordlichtlinie dagegen im Spectrum
des Stickstoffs, wenngleich als sehr schwache Linie wieder-
zufinden. Dass diese Linie, bemerkt Vogel, beim Nord-
licht isolirt und mit relativ grosser Intensität auftritt,
dürfte bei der grossen Veränderlichkeit der Gasspectra
unter verschiedenen Druck- und Temperaturverhältnissen
nicht befremden. Ueberhaupt ist Vogel geneigt, das Nord-
lichtspectrum zunächst nur als eine Moditication des Luft-
spectrums anzusehen.

Angström ist nicht der Ansicht, dass die helle Nord-
lichtlinie mit einem Streifen des Spectrums verdünnter
Luft zusammenfalle, wie Vogel meint, vielmehr zeigt das
Luftspectrum im grüngelben Theile sieben Bänder von fast
gleicher Stärke, und jene Linie falle nur auf den Rand
eines dieser Bänder. Eben so wenig gehört die Linie,
wie PiAZzi Smyth meinte, dem Kohlenwasserstoff oder dem
Eisen an, sie ist ihrer Natur nach vielmehr noch völlig
unbekannt. Es ist anzunehmen, sagt Angstuöm, dass das
Spoctrum des Nordlichts aus zwei verschiedenen Spectren
zusammengesetzt ist, die aller Wahrscheinlichkeit nach
einen verschiedenen Ui*sprung haben. „Das eine Spectrum
rührt von dem für das Nordlicht so charakteristischen
einfarbigen gelben Lichte her, das man sogar bei den
schwächsten Spuren des Nordlichts immer wiederfindet
und das bisweilen in hellen Winternächten von allen
Gegenden des Himmels ausstrahlt. Das andere Spectrum
besteht aus äusserst lichtschwachen Streifen und Bändern,
die nur bei stärkeren Nordlichtern eine solche Intensität
erreichen, dass man ihre Lage bestimmen kann.**

438 Die Spcctralanalyse.

Was dieses zweite Spectrum anbelangt, so sind die
Beobachtungen desselben im Allgemeinen wenig überein-
stimmend. Vielleicht beruht dieses zum Theile auf einer
Veränderlichkeit des Lichtphänomens selbst, je nachdem
dasselbe an der Grenze der Atmosphäre oder nur in ge-
ringer Höhe auftritt. Im erstem Falle ist die Feuchtig-
keit Null und es werden nur Sauerstofif und Stickstoff als
Leiter der Elektricität thätig sein. Als Angström, um
diese Verhältnisse experimentell nachzuahmen, in einer
Flasche, deren Boden mit einer Lage von Phosphorsäure
bedeckt war, zwei Platindrähte einführte, die Luft bis auf
den Druck einiger Millimeter auspumpte und nun den
Inductionsstrom einer RuHMKOBFF'schen Rolle durch die
Flasche leitete, wurde die ganze Flasche gleichsam mit
jenem violetten Lichte erfüllt, das sonst nur bei dem
negativen Pole auftritt. Das Spectiiim dieses Lichtes zeigte
drei gelbe Linien von 427,2, 470,7, 522,7 milliontel Milli-
meter Wellenlänge, die mit den drei Linien des Nord-
lichtspectrunis, deren Wellenlängen (im Mittel aus den
Messungen von Baekeb, Vogel, Angsteöm und Lemström)
resp. 428,6, 470,3, 522,6 sind, befriedigend zusammen-
fallen. In dei: Nähe der Linie 469,4 fand Vogel im
Nordlichtspectrum noch zwei schwache Lichtbänder 466,3
und 462,9, im violetten Theile ebenfalls zwei entsprechende
Schattirungen 465,4 und 460,1.

Ist das Nordlicht ilammig, so hat man Ursache, eine
disruptive Entladung von Elektricität anzunehmen und
dann sollte wenigstens die stärkste Linie im Spectrum der
Luft, d. h. die grüne, deren Wellenlänge 500,3, zum Vor-
schein kommen. Sie ist auch wirklich von Vogel genau
beobachtet und ausserdem von Angström und Anderen ge-
sehen worden. Denkt man sich endlich das Nordlicht in

Das Spectrnm des Nordlichts. 439

einer geringeren Höhe der Atmosphäre auftretend, so
können sowohl die Wasserstoflflinien als auch die stärksten
von den Bändern des schattirten Luftspectrums, wie z. B.
497,3 auftreten. Man findet also unter obiger Voraus-
setzung in dem Spectrum der verdünnten atmosphäri-
schen Luft beinahe alle die Linien und Lichtbänder des
schwachen Nordlichtspectrums wieder, deren Lage irgend-
wie sicher bestimmt ist. „Im Allgemeinen dürfte man
also annehmen, dass die lichtschwachen Bänder im Nord-
lichtspectrum dem Spectrum des negativen Poles angehören
und dass das Aussehen dieses Spectrums mehr oder weniger
verändert werden kann durch Zusätze aus dem schattirten
Luftspectrum oder dem Linienspectrum der Luft." Das
Entstehen der gelben Linie bleibt freilich hierbei uner-
klärlich und Anüstrüm sieht sich bezüglich dieser zu
der Annahme genöthigt, dass sie durch Fluorescenz oder
Phosphorescenz entstehe.

„Dass die Intensität der gelben Linie nach der Be-
obachtung Mehrerer geschwächt wird, wenn sich rothes
Licht im Spectrum des Nordhchts zeigt und wahrschein-
lich im Zusammenhange damit auch die violetten und
ultravioletten Theile an Stärke verlieren, scheint für die
gemachte Annahme zu sprechen. Es ist auch bekannt,
dass der Sauerstofl" phosphorescirend ist, ebenso wie meh-
rere Verbindungen desselben, unter diesen das Stickstoflf-
oxydul.'*

ZöLLNEB ist der Ansicht, dass, wenn die Licht-
entwickelungen beim NordUchte nach Analogie der in
luftverdünnten Röhren zum Glühen gebrachten Gase
überhaupt elektrischer Natur sind, diese einer so niedrigen
Temperatur angehören müssen, dass es unmöglich ist, bei
(jlticher Temperatiu* die Spectra leuchtender Gase in

4« Dm

3.i;.j:i'?*!iL-rT: R'Lret n be«:^clite&. Das Spectmm
«ks N.rilii:f.t§ jctt-tii LäeraAch nur ikshalb nicht mit
kzl x:ä Wtffcr'^icc. Spectrszi tikr anD'>s{ilüLrischen Gase

•b^ riz. SfHicctniiii acderEr^ aber künstlich

bi* -«rut L >>i uciit «iiTst^LbArcr Orlnunz unserer Atmo-

S:-"A"b 2*? »Ls»ß iirch das Spectroskop bis jetzt eine
Entaciiei<r:n;£ db^^r i&s ei^enüiche Wesen des Xordlichts
cocb ci-Ji: 2*be!>»r:. lieiBDebr riod wotere Untersochnngen

37. Das Speetnoi der Blitze.

Bri ier I-ircitxi:. wricte im Allgemeinen zwischen
dem Bl::zir zzA d-ec: ^Lrträct^Ei Fanken bestehe konnte
icac •rrK:kn<rL. dj^s dx> Sr>«rvrnLsi d€T Blitze gleich sein
vnnir drin dorcL dir zr'^öhzUche elektrische Entladung
in der L'ift ^rTruricn Fimkecspectmnu and dass es daher
aas hellen. T.^^z;I£^^veise «tem Stzcksioä* der atmosphärischen
Lor. An^Trh.r^-r:: L:r.:rL t-?-ftirb^n werde. In der That
sah ^w:h L:'rti:«ri-Ai.: Hl&ächxx h^i der «Gelegenheit, als
wähivnd Tine? Scnrnr^ ^hr Tirle Blitze auftraten, in einem
H^ndspe^.'tr^k c-e zahlr»r!che h«rll-r Linien aottreten, anter
»lec^:: »Ihr y i**^ ,^i'%<4''jfliHii! di-e hellsiir, ausserdem aber
die rvtLr Wis<er?: . f ini-e Ha Torhaadt-n zu sein schien.
Ausser diT^tci L:n:^r.-i'<r«.:ruiL er^.hi-en abtr zugleich ein
ht-r.«r< > H:*>4«ttW*--,^-> >f*:t.u^jjn. la vtrlchem alle Haupt-

Das Spectrnm der Blitze. 411

Im Ganzen macht das gewöhnliche Bhtzspectrum den
Eindruck des Grün und Blau oder vielmehr des Grünblau;
aber da man in hellen Blitzen die gesammte prismatische
Farbenreihe erkennt, so muss man annehmen, dass die
Gegend von der Linie E bis F so bedeutend heller ist,
dass sie dem Ganzen das erwähnte Aussehen giebt. Ueber-
rasehend ist übrigens die wechselnde relative Helligkeit
des continuirlichen und des Linienspectrums ; zuweilen sind
die Linien kaum sichtbar, und zuweilen wird ausser den
Linien kaum noch etwas Anderes gesehen.

Die Schwierigkeit, die vielen weniger intensiven Linien
zu unterscheiden, wird durch das Augenblickliche der Er-
scheinung wesentlich gesteigert. Bevor das Bewusstsein
eine bestimmte Linie ausgewählt hat, ist der schwache
Eindruck auf die Netzhaut verschwunden; und bevor ein
anderer Blitz folgt, ist die Erinnerung an die erst halb
getroffene Wahl vorüber.

Ausführlichere Beobachtungen über diesen Gegen-
stand verdanken wir Prof. Kundt in Zürich, welcher
mit einem Taschenspectroskope zu verschiedenen Zeiten
fünfzig Blitze analysirte. Neben den Spectren, die aus
hellen Linien bestanden, traten regelmässig auch solche
auf, welche eine grosse Anzahl schwächerer, etwas brei-
terer und ziemhch gleichmässig nahe zusammenstehender
Bänder zeigten.

Die Linienspectra zeigten besonders eine, zuweilen
zwei Linien im äussersten Roth, einige sehr helle Linien
im Grün und einige etwas weniger helle im Blau, dii-
neben noch eine grössere Anzahl schwächerer, aber meist
ebenfalls scharf begrenzter Linien. Es ergab sich bei
den verschiedenen Blitzen insofern eine Verschiedenheit,
als Linien, die bei einem Blitze sehr hell aufleuchteten,

442 Die Spectralanalyse.

bei einem andern gar nicht erschienen, während dafür
sich solche zeigten, die bei manchen anderen Spectren
fehlten.

Eben so verschieden waren die Bandenspectra, da die
farbigen Bänder bei einigen Blitzen besonders im Blau und
Violett, bei anderen auch noch im Grün und selbst ver-
einzelt im Roth auftraten.

In den meisten Fällen hatte jeder Blitz nur eines
dieser Spectren, und zwar kamen die Linienspectra von
Funken- oder sogenannten Zickzack-Blitzen, die Banden-
spectra dagegen von dem blossen Blitzleuchten ohne
markirten Funken, oder von den sogenannten Flächen-
blitzen; in ein paar Fällen aber gab ein und derselbe
Blitz im ersten Momente seines Auftretens ein sehr helles,
scharfes Linienspectrum, dann aber plötzlich ein Spectrum
von gleichmässigen Banden.

Die beiden Arten von Spectren entsprechen zugleich
den verschiedenen Farben, in welchen die beiden genannten
Blitzarten dem blossen Auge erscheinen; das Licht der
scharf markirten Zickzackblitze ist meist weiss, das der
Flächenblitze dagegen meist röthlich, zuweilen auch violett
und bläulich. In Uebereinstimmung hiermit zeigen auch
die elektrischen Entladungen an unseren Elektrisirmaschineii
verschiedene Färbungen, je nachdem sie in der Form eines
Funkens oder Büschels aultreten. Während das Licht des
Funkens in der Luft je nach der Natur der Körper, zwi-
schen denen er überspringt, mehr oder weniger weiss ist,
ist die Farbe der elektrischen Büschel roth oder violett,
die der sogenannten Glimmentladung violett oder bläulieb.
Das Licht des elektrischen Funkens zeigt stets ein Linien-
spectrum, das der Büschel- oder der Glimmentladung da-
gegen ein Bandenspectrum.

Da» Spectram der Blitxe. 443

Vogel und Lühse haben im September 1871 mittels
des Sternspectralapparates der Bothcamper Sternwarte
einige der hellsten Linien im Blitzspectrum genau bestim-
men können. Der Spalt des Spectroskops war dabei so
weit geöffnet, dass die Natriumlinien eben noch getrennt
gesehen werden konnten. Das Plötzliche der Erschei-
nung machte die Messungen sehr schwierig, doch glauben
die Beobachter, dass die mögliche Unsicherheit der ge-
fundenen Wellenlängen 0,5 milüontel Millimeter nicht
übersteige. Es fanden sich folgende Wellenlängen der
einzelnen Linien:

5^M,l Schwache Linie.

518,4 Ziemlich helle Linie.

500,2 Sehr helle Linie, vorher eine Hchwächere.

180,0 Helle Linie.

ii...'o / Breites Lichtbaud.
biH 15ö,o I

In der Nähe von G befand sich noch ein zweites,
breites Lichtband. Die Linien im Roth waren zu schwach
zur Messung. Linie 1 ist im Spectrum des Sauerstoffs zu
finden, 2, 3 und 5 sind identisch mit Linien des Spec-
trums, welches man erhält, wenn man den elektrischen
Funken durch atmosphärische Luft schlagen lässt Linie 4
coincidirt mit der hellen Linie Hß des Wasserstoff-
spectrums.

Nicht alle Blitze gaben übrigens dieses Linienspectrum;
bei einigen erscliienen die hellen Linien auf continuirlichem
Grunde, in dem alle Farben des Spectrums vertreten waren;
bei anderen war nur ein continuirliches Spectrum ohne
Linien zu erkemien. Die BUtze, die ein Linienspectrum
zeigten, waren noch darin verschieden, dass bei einigen
helle Linien bis ins Roth des Spectruins sich erstreckten.

144 Die sf^KtniAMÄj^.

}p*'Ä «iiidfrren nar im Grän and Blaa Linien za erkennen
war»: IL

Im Jähre 1>^7>( hat A. SchcsTer in Colorado zahl-
reiche Beobachtnntzen über Bhtzspectra angesteUt Um
möglichiit reichere Resultate za erlangen, beschränkte er sich
anf den Theil des Spectnuns zwischen den Wellenlängen
500 bis 580 milliontel Millimeter, welcher fast den ganzen
gelbli«:heD und j;£ränen Theil einnimmt. Ejt benatzte ein
geradsichtiges Spectroskop mit durch Mikrometerschrauben
beweglichem Spalt, und ab feste Marke eine helle Linie im
Ilauptfocos des Femrohrs (s. Bd. I, f^igg- 6^ lu^d 64); der
Spalt wurde so lange Terschoben, bis die zu messende Linie
rlie Fortsetzung der hellen Linie bildete, die bis zur Mitte
des (Gesichtsfeldes reichte. Die Messungen wurden stets des
Nachts gemacht und das Spe.troskup unberührt bis zom
nächsten Morgen gelassen, wo dann die FRAUNHOFEJi'schen
Linien in der Nachbarschaft gemessen wurden, so dass
man die Wellenlänge der beobachteten Bande durch Inter-
fiolation bestimmen konnte. Natürlich kann die Einstellung
während eines augenblicklichen Blitzes nicht ausgeführt
werden; aber bei einer grossen Reihe sich folgender Blitze
kann die Einstellung immer genauer und genauer gemacht
werden, bis man volles Zusammenfallen erreicht hat. Auf
diese Weise konnte der Beobachter von jeder Bande meh-
rere Ablesungen erhalten. Auch Schuster fand bei den
Blitzen bald ein Linien-, bald ein Bandenspectrum, daneben
auch häufig ein conti nuirliches Spectruin. Die Resultate
seiner Messungen enthält nachstehende Tabelle:

Bftnde Welle nl&nge

. . 559,2

5:^5,4

. 518,2

Ö . . .

. . 516,0

Das Spectrum der Blitze. 445

Die Bande ß und y sind also identisch mit den be-
reits von Vogel gemessenen; « und J konnten nur ein
einziges Mal bestimmt werden. Schustee kommt zu dem
Ergebnisse, dass seine Beobachtungen des Bandenspectrums
der Blitze sich dahin vereinigen, dass dieses Spectrum
demjenigen ähnlich ist, welches am negativen Pole einer
mit Sauerstoff gefüllten, aber durch etwas Kohlenoxyd
verunreinigten Vacuumröhre gefunden wird.

Die bisherigen Untersuchungen führen im Ganzen wohl
zu dem Ergebnisse, dass die Vei-schiedenheit der Blitz-
spectren in einer verschiedenen Entladungsweise der atmo-
sphärischen Elektricität theils der Erde, theils den Wolken
gegenüber ihren Grund hat. Erfolgt die Entladung einer
elektrischen Wolke nach der Erde hin, so geschieht dieses
nach vorgängiger hoher Spannung und voraussichtlich
unter sehr hoher Temperatur vermittels eines Funkens
oder eines Zickzackblitzes, der zunächst durch die atmo-
sphärische Luft, also durch ein Gasgemenge von Sauer-
stoff, Stickstoff, Wasserdampf und Kohlensäure schlägt. Je
nachdem dabei das eine oder das andere dieser Gase oder
mehrere zugleich ins Glühen kommen, erhält das Linien-
Blitzspectrum ein verschiedenartiges Aussehen. Wenn da-
gegen die Entladung einer Wolke nach einer anderen Wolke
hin erfolgt, so geschieht dieselbe meist in Büschelform,
weil infolge der vorgängigen elektrischen Anziehung beide
Wolken zugespitzte oder zackige Formen annehmen und
unter solchen Umständen in der Regel starke Spannungen
nicht eintreten, vielmehr die Entladung in mehreren ein-
zelnen rasch nach einander folgenden, einen Büschel bil-
denden Strahlen vor sich geht. Dem entspricht dann auch
die Verschiedenheit des Geräusches, von welchem die ver-
schiedenen Entladungen der gespannten Elektricität be-

446 Die Spectralanalyse.

gleitet sind. Erfolgt dieselbe durch einen Funken, so
hört man bekanntlich einen einfachen, scharfen Knall; die
Büschelentladung tritt nie unter einem einfachen Knall,
sondern allemal unter einem zischenden, aus prasselnden
und einer Reihe von einzelnen, rasch nach einander fol-
genden leichteren Knallen bestehenden Geräusche auf; die
Glimmentladung endlich vollzieht sich ganz geräuschlos.

. ^ 'S

Sachregister.

Die ohne rumisehe, nur mit arabiHchcn Ziffern an^ci^ebenen Zahlen beziehen sich
auf die Seitenzahlen des ersten Bandes, die mit II versehenen Zahlen weisen auf

den zweiten Band hin.

Absorption des Lichtes IiH3.

Absorption, totale IW, partielle t^)V|,
elective 8ii5.

Absorptionstläschehen *Vl:>.

Absorptionsspectra , Uiitersut hun^
der, von Morton 3-13.

Aichnng des Spectroskops 214.

Aldebaran, Spectmm des, vonHuggins
und Miller II 282.

Angströni, atmosphärische Linien im
Sonnenspectrum II 3U.

Angstrüni, mehrfache Spectra 318.

Angström, Normalspectrum 298.

Angström, Spectrum des Nordlichts
II 427.

Angström, Spectrum des Zodiakal-
lichts 11 424.

Angström, Wasserstotfspectra 320.

Angström, Wellenlängen der Fraun-
hofer'schen Linien 402.

.Apparat zur Vergleichung der Spectra
entgegengesetzter Punkte des Son-
nenrandes von Langley 11 224.

d'Arrest , spectroskopische Durch-
musterung des Himmels U 290.

Bandenspectrum I. Ordnung 320.

Batterie, Bunsen'sche 3G.

Becquerel, inactive Linien im che-
mischen Spectrum 405.

Becquerel, ultrarothes Spectrum *>09.

Bessemerprocess , Anwendung des
Spectroskops beim 443.

Beteigeuze, Spectrum des Sternes,
nach Huggins und Miller II 282.

Beugung des Lichtes 185.

Beugungsgitter 197, 20ti, 207.

Bieltt's Komet u. der Stemschnuppen-
t'all am 28. Nov. 1872 11 413.

Bier, spectroskopische Untersuchung

Blitzspectrum, beobachtet von Kuudt
II 441, Schuster 11 444, Vogel
II 443.

Brechung des Lichtes 03.

Brechungsexponent der Medien 05.

Brechungsexponenten fester und
flüssiger Körper 119.

Bredichin, Spectrum des Kometen
Wells 11 388.

Brenner, Bunsen'scher 14.

Brewster, atmosphärische Linien im
Sonnenspectrum 11 21.

Brom, Spectrum des 310.

Browning, automatisches Spectro-
skr)p 230.

Browning, Haudspectroskop II 200.

Browning, Meteorspectroskop 11 410.

Browning, photographisches Tele-
skop II 82, 88.

Browning's Miniaturspectroskop 147,
148, 153, 102, U 250.

Browning's ITniversallaterne 102.

Browning und Sorby, 3Iikrospectro-
hkop 158.

448

Die Spectralanalyne.

Brücken, lencbtcnde, in den Sonnen-
flecken n 51, 74.
Brunn, Protuberanzspectroskop IT

204.
Bunsen, Spectraltafeln 294.
Caesinm 5.

Chladni, V erwandtAchaft zwischen Ko-
meten und Sternschnuppen 11 409.
Chlor, Spectmm des 316.
Chlorophyll, Absorptionsspectra des

840.
Chlorstrontiumspectrum 131.
ChristiansenjanormaleDispersion 1 76.
Christie, Sauerstoff auf der Sonne

II 14.
Christie, Spectrum des Kometen Wells

n 387.
Chromosphäre 11 161, 170.
Chromospbäre , Photographie der

II 199.
Chromosphäre, Spectrum der II 164,

170, 172, 174, 175.
Ciamician über Metalloidenspectra

330.
CoUimatorlinse 137, 139.
Coma der Kometen II 360, 362.
Comu, Umkehr der Metalllinien 870.
Corona der Soiinenfinsterniss vom

7. August 1869 n 123.
Corona der Sonnenfinsterniss vom

12. December 1871 H 127.
Corona der Sonnenfinsterniss vom

29. Juli 1878 II 128.
Corona, früheste Erwähnung der

n 79.
Coronalinie, die II 141, 142.
Corona, Natur der TI 140, 146, 148.
Corona, spectroskopische Beobach-
tung am 12. Decbr. 1871 U 142,

144.
Corona, Spectrum des neuen Sterns

in der, von lluggins 11 312.
Ooc^-Spinelli, atmosphärische Linien

im Sonncnspectrum II 32.
Crownglasspectrum 118.
(Vlinderlinse 106, II 238.
Desaga, gewöhnliches Spectroskop

165. I

Desaga, Spectroskop für Absorp- |

tionauntersuchun«;«'!! 'VU.
Dirt'nutionsspeotrosküp von Young l

II I8l>.

Dispersion, anormale 176, partielle

121, totale 97, 122.
/)-Linie, Kirchhoffs Beobachtung

der Umkehr der n 4, Young II 68.
i>-Linie, Umgebung der, nach Vogel

n 169.
Donati, Beobachtung eines Kometen-

spectrums 11 870.
Doppelnebel 11 341.
Doppler*8ches Princip II 208.
Draper, Chr., dunkle SauerstofTlinien

im Sonnenspectnim II 15.
Draper, H., Photographie des Spec-

trums vom Kometen (11 1881) II

391.
Draper, H., Photographie der Stem-

spectra n 305.
Draper, H., Saueratoff auf der Sonne

II 12.
Draper, tithonographisches Spectrum

401, 405.
Drummond, Kalklicht 24, 98.
Duboscq'sche Lampe 43.
Dünner, Spectrum des Kometen Wells

II 388.
Edelmann, Lampe mit Knallgas-
flamme 133.
Eisen des Pallas II 402.
Eisenmeteorite II 397.
Elger, Spectrum des Nordlichts II

431.
Emissions- und Absorptionsvermögen.

Verhältniss zwischen, nach Kircli-

hoff ^66.
Encke's Komet 1871, Spectrum von

II 378.
Erythrophyto.skop 336.
Erythroskop 337.
Fadenkreuz 154.

Faye, Beschaffenheit des Sonnen-
kerns II 60.
Feuerkugeln H 395, 400.
Fievez, Einfluss der Lichtintensität

auf das Spectrum 11 3-17.
Fixsterne, Spectra der II *281.
Fixsterntvpen von Huggins II I>52,

Rutherfurd II 284. Secchi 11284,

Vogel II 294.
Flamme, Leuchten der 8, 13.
Flummenbogen, elektrischer o.'>.
Flammenbogenspectra 277.
Flammenspectra 262.

Sachregister.

449

Flight) Analyse der Oase eines Me-
teoriten II 397.

f-Linien im Sirinsspectrum, Ver-
schiebung der, nach Hiiggins II
823.

Flintgiasspeetrnm 118.

Flöget, Spectmni des Nordlichts II
430.

Flnorescenz 409.

Fluorescenzspectra 411, 415.

Förster, Spectnim des Nordlichts
n 430.

Frannhofer'sche Linien 119, 152.

Fraunhofer, Sonnenspectrum 117.

Fraunhofer, Sternspectroskop II 239.

Funken-Inductor 30.

Funkenspectra 2(>4.

Chaiinm 6, 309.

Gasgebläse 16.

Gasspectra, Umkehr der 366, 371.

Gasspectra, Untersuchung der 281.

Gasspectrum 130.

Gasströme auf der Sonne, Messung
der Geschwindigkeit der, nach
Lockyer 11 210.

Geissler'sche Röhren 32.

Gewitter, elektro-magnetische II 427.

Gitterspectra 198.

Gladstone, atmosphärische Linien im
Sonnenspectrum 11 20.

Glan, Spectralphotometer 391.

Goniometer 210.

Graut und Solomon, Magnesium-
lampe 19.

Günther, leichte Umkehr der Na-
triumlinie 380.

Haidinger, Theorie der BHdung der
Feuerkugeln II 400.

Halbschatten II 51.

Halley's Komet II 365.

Halogene, Spectra der 331.

Handspcctroskop von Browning 266.

llasselberg, Einfluss der Sonnenhitze
auf die Kometen II 390.

Hasselberg, Spectrum des Kometen
Wells II 389.

^/^-Linie, beobachtet von Lockyer
II 176, Young II 177.

Hß-Linie, Erbreiterung der, im
Spectruiu der Chromosphäre II
175.

Heixflamme 15.

i$<-A(//«N,S|)octraUnaJy8e. II.

Herschel, F. W., Entdeckung der
ultrarothen Strahlen 397.

Herschel, geradsichtiges Prisma 143.

Herschel, J., chemische Wirkungen
der Spectralstrahlen 404.

Herschel-Browning, Prismensystem
144.

Hilger, automatisches Spectroskop
248.

Hilger, mikrometrisch messbare Ver-
schiebung des Spaltes 156.

Hilger, Spectroskop mit Lichtlinie
161.

Hilger, Taschenspectroskop 148.

Himmels, spectroskopiBche Durch-
musterung des, von d* Arrest II 290.

Hoffmann, Vergleichsprisma 172.

Holden, Spectrum des Nordlichts
n 434.

Huggins, Eintheilung der Nebel-
flecke in Gruppen 11 353.

Huggins, Fixstemtypen 11 352.

Huggins, Kometenspectrum n 370,
1^71, 375.

Huggins, Methode, die Gestalt der
Protuberanzen bei Sonnenschein
zu beobachten II 185.

Huggins, Photographie des Spec-
trums vom Komet (II 1881) II 391,
vom Kometen Wells II 392.

Huggins, photographisches Spectro-
skop II 297.

Huggins, Registrirvorrichtung 221.

Hnggins, Spectrum der Nebelflecke
n 345.

Huggins, Spectrum des neuen Sterns
in der Krone 11 312.

Huggins und Miller, Spectrum des
Aldebaran II 282, Spectrum des
Beteigeuze U 282.

Huggins, Verschiebung der F-Linie
im Siriusspectrum II 323.

Huggins, typische photographische
Spectra II 352.

Hy&ooxygengaslampe 22.

Indium 5.

Influenzmaschine 26.

Janssen, atmosphärische Linien im
Sonnenspectrum II 24.

Janssen, Protuberanzbeobachtungen
am 18. August 1868 n 131, bei
Sonnenschein II 149, 152.

450

Die Spectralanaly.se.

Janssen-Hoflmauu, Spectroskop 145.

Jod, Spectmin des 815.

Joddampf, Absorptiousspectruin 302.

Julikoniet von 18(51 II 865.

Jupiter, Spectruin den 11 271.

Kalklicht, Dninimond'sches 24, 98.

Kirchhoff, dunkle Linien des Sonnen-
Kpectrunis, gemeRsen von II <i.

Kirchhoff, Spectraltafeln 297.

Kirchhoff, Theorie der Sonne 11 It).

Kirchhoff, Umkehr der />-Linie 11 4.

Kirchhoff, Verhältniss zwischen
Emissions- und Absorptionsver-
mögen 366.

Kirchhoff, Verzeichniss der dunklen
Linien des Sonnenspoctniius 447.

Klein, Regenbänder II 40.

Knallgasflamme 20.

Knallgasgebläsc 22.

Kochsalzspectnim 131.

Kohlenlicht, elektrisches 35.

Kohlensäure in Meteoriten II 396.

Kohlensäure, Spectrum der 313.

Kohlenstüffspectrum 312.

Komet von Biela II 41*», Encke II
378, Hallev II 365, Wells 11
385.

Komet Wells, Photographie des Sj)ec-
tnims, von Huggins II 392.

Komet Wells, Spectmm, beobachtet
von Bredichin II 388, Christie
11 387, Dnnner II l^SH, Hassel-
berg II 389, Vogel II [\^i\.

Kometen II 359.

Kometen, Einfluss der Sonnenhitze
auf die, nach Hasselberg IT 39().

Kometen, Elektricität der II 384.

Kometen, Korn der 11 360.

Kometen (II 1881), Photographie des
Spectninis vom, von H. Draper
11 391, Huggins H 391.

Kometen, Polarisation des Lichtes
der II 37(K

Kometen, Schweif der II 361, 362.

Kometen, Theilung einzelner 11368.

Kometen und Sternschnuppen, Zu-
sammenhang zwischen, nachChladni
n 409, nach Schiaparelli II 409.

Kometen und Sternschnuppen, Zu-
sammenhang der II 409.

Kometen von kurzer Umlaufszeit

:*»59.

Kometenausströmungeu. Oscillation
der II 385.

Kometenschweif, KriLmmung 11 883.

Kometenspectrum, beobachtet von
Donati n 370, Huggins II 370,
371, 375, V. Konkoly 11 879,
Secchi n 370, 371, 872, 374,
Vogel 11 379, Young U 370.

Kometenspectrum, typisches II 880.

V. Konkolv, kleines Universal-Spec-
troskop'n 262.

V. Konkoly, Kometenspectrum II 879.

v. Konkoly. Spectra der Meteore II
419.

Kundt, Spectrum des Blitzes 11441.

Ladd, Taschenspectroskop 208.

Lamauski, nltrarothes Spectrum 399.

Lampe, elektrische, von Kuhmkorff
128.

Lampe mit Knallgasfiamme von
Edelmann 183.

Lampe von Duboscq 43.

Langley, Appanit zur Vergleichung
der Spectra entgegengesetzter
Punkte des Sonnenrandes II 224.

Laureutiusstroni II 405.

Lecocq de Boisbaudran, Spectraltafeln
308.

Lenarto, Meteoreisen II 396.

Leoniden II 406.

Leuchtflamme 15.

Leuchtgas 10.

Liais, Spectrum des Zodiakallichts
II 424.

Lichtemission, auswählende (^elektivei
135.

Licht, Absorption 3^^^, Diffraction
185, Dispersion IM, Emission 124,
Interferenz 179, Messung der
W^ellcnlängen UM, 208, Natur
des 52.

Lichtintensität, Einfluss der, auf das
Spectrum, nach Fievez II 347.

Lichtlinie als Marke 160.

Lichtstrahl, Schwingungsdauer 174.

Lichtstrahl, symmetrischer Durch-
gang 78.

Lichtstrahl, Wellenlänge des 174.

Lindsay, Lord, Spectrum des Nord-
lichts II 429.

Linien, atmosphärische, im Sonnen-
spectrum, beobachtet von Aug-

Sachregister.

451

Ktröm 11 :^, Brewster II 21,
CVoce-Spinelli 11 32, Gladstone 11
20, Janssen II 24, Secchi II 29.

Linien des Sonnenspectrums, dunkle,
gemessen von Kircbhoff 11 t).

Linien des Sonnenspcctmins, Ver-
zeichuiss der dunklen, von Kirch-
hoff 447.

Linien, Fraunhofer 'sehe 119, 152.

Linien, Fraunhofer'sche, Umkehr der
dunklen und hellen, nach Young
n 17.

Linien, helle, im Sonnenspectrum 429.

Linien, inactive, im chemischen Spec-
trum, nach Becquorel 405.

Linien, lange und kurze, bei der
Funkenentladnng 279.

Linien, lange uud kurze, der Metall-
spectra 431.

Linien, tellurische, im Sonnenspec-
trum als Mittel zur Wetterpro-
gnose II 33.

Linien, Verzeichniss der im Spectrum
der Chromosphäre stets sichtbaren,
von Young 11 172.

Linien, Verzeichniss der im Spectrum
der Chromosphäre häufig hell sicht-
baren, von Young U 174.

Linien, Wellenlänge der Fraunhofer-
schen, nach Angström 462, Men-
denhall 495.

Linienspectrum 130.

Linienspectrum 11. Ordnung 320.

Littrow, Prismencombination 230.

Lockyer, Beobachtung der F/ß-Linie
II 176.

Lrtokyer, mehrfache Spectra 328.

Lockyer, Methode die Geschwindig-
keit der Gasströme auf der Sonne
zu messen II 210.

Lockyer, Methode die Gestalt der
Protnberanzen bei Sonnenschein
zu beobachten II 185.

Lockyer, Protuberauzspectrum bei
Sonnenschein II 150, 152.

Lockyer, Spcctral-Photographie 431.

Lockyer, Spectmm der Chromo-
sphäre II 170.

Lockyer, Telespectroskop von II 150,
155.

I^hse , rotirender Spertralapparat
II 201.

Lohse, Versuch der Photographie
der Protuberanzen II 199.

Xagnesiumlampe von Grant und
Solomon 19.

Magnesiumlicht 18.

Mars, Spectrum des II 270.

Maschine von Ruhmkorff 30.

Maschinen, dynamo-elektrisohe JiS.

Melanoskop 337.

Melloni, Untersuchung über die
Wärmestrahlen 398.

Mendenhall, Wellenlängen der Fraun-
hofer'schen Linien 405.

Merkur, Spectrum des II 269.

Merz, einfaches und zusammengesetz-
tes Spectroskop II 159.

Merz, Objectiv - Spectralapparat II
239.

Messings, Spectrum des 131.

Metalllinien, Cornu aber die Umkehr
der 370.

Metalllinien, Wellenlängen derselben
nach Thal^n 496.

Metalloide, Spectrallinien der wich-
tigeren 311.

Metalloidenspectra von Ciamician330.

Metallspectra von Hand Capron 480,
Thalen 306.

Meteore, Spectra der, von v. Konkoly
II 419.

Meteore, sporadische II 408.

Meteoreisen von Lenarto 11 396.

Meteoriten, Aualvse der Gase von,
nach Flight if 397.

Meteoriten, Gase der II 396.

Meteoriten, Höhe der II 398.

Meteormassen, flüssige II 381.

Meteorschwärme U 403.

Meteorspectroskrop von Browning
II 416.

Mikrospectroskop 'M9.

Mikrospectroskoj» von Browning und
Sorbv 158.

Miniaturspectroskop von Browning
147, 148, 153, 162. II 255.

Minimum der Ablenkung 80.

Mira Ceti II 305.

Momentverschluss bei photographi-
schen Aufnahmen II 94.

Mondspectrum II 268.

Morton, Untersuchungen über Ab-
sorptionsspectra 343.

29*

452

Die Spectralanalysc.

Morton, Untersnchangen über Fluo-

rescenzspectra 415.
Hatrium auf der Sonne II 4.
Natriumlinie, Umkehr der 367, H80.
Natriumlinie, die, im Spectrum des

Kometen Wells II 386.
Nebel, planetari«che 11 341, .'M7.

348.
Nebel, planetarinche, Spectrum der,

▼on Pickering II 348.
Nebelflecke II 3:^6.
Nebelflecke, Spectrum der II ^Mo.

347, 348.
Neptun, Spectrum des II 278.
Nobert, Beugungsgitter 207.
Nordlicht, das II 426.
Nordlichtspectrum, beobachtet von

Angström II 427, Elger H 431,

Flögel II 428, Förster II 430,

Holden II 434, Lord Lindsay II

429, Rand Capron II 431, 430,

Rayet II 428, Schellen II 433,

Vogel II 435, Winder II 428,

Zöllner II 432.
Normalspectrum von Angströin 208.
NoTembermeteore, Spectra der, nach

Secchi II 419.
NoTemberstrom der Meteore 11406.
NoTemberstrom, Bahn II 410.
Objectiv-Spectralapparat von Merz

II 239.
Oculare, helioskopische II 43, 44.
Ocular, fluorescirendes, von Soret

418.
Ocular, photographisches, von Secchi

II 89.
Ocularsternspectroskop II 255, 260,

265.
Penumbra der Sonnenfiecke II 51.
Perseiden II 405.
Phosphor, Spectrum des 314.
Photosphäre II 179, 181.
Piazzi Smyth , Regenbänder-Beoh-

achtungen II 39.
Pickering, Spectrum der Nebelflecke

II 348.
Planetoiden, Spectrum der II 271.
Plücker, mehrfache Spectra 318.
Plücker'sche Röhren :^1
Polarisation8-Helio.skop II 44.
Pol, negativer, Spectrum 286.
Pol, positiver, Spectrum 286.

Pringsheim, Absorptionsspectra des
Chlorophylls 340.

Prisma , zusammengesetztes , von
Rutherfurd 228.

Prismen, geradsichtige 142.

Prismencombination von Littrow 230.

Prismensätze 227.

Prismensystem, siebeutheiliges 147.

Prismensystem v. Herschel-Browning
144.

Protubcraiizen II 79.

Protuberanzen, Farbe der II 115.

Protuberanzen-Gestalt bei Sonnen-
schein zu beobachten, nach Huggins
II 184, Lockyer II 185, Young
II 190, Zöllner II 185.

Protuberanzen, Natur der II 133.

Protuberanzen-Spectrum II 129, 136,
138.

Protuberanzen, Veränderungen ihrer
Spectrallinien II 176, 177.

Protuberanzen, verschiedene Formen
der n 187, 191, 193, 198.

Protuberanzen, Versuch der Photo-
graphie der II 199.

Protuberanz, Explosion in einer II
195.

Protuberanzspectroskop von Brunn
II 204.

Badiationspunkte der Meteore II 407.

Rand Capron, Darstellung der Me-
tallspectra 130.

Rand Capron, Spectrum des Nord-
lichts II 431, 436.

Rauchgläser 388.

Rayet, Spectrum des Nordlichts II
428.

Rayleigh, Lord, Beugungsgitter 207.

Reflexion, totale 68.

Reflexprisma 167.

Refraction des Lichtes 63.

Regenbänder, beobachtet von Klein
II 40, Piazzi Smyth II 39.

Registrirvorrichtung von Huggins
221.

Kespighi, regelmässige Protuberanz-
beobachtnngen II 202.

Reversionsspectroskop von Zöllner
II 222.

Ringnebei 340, II 349.

Röhren von Flacker 33, von Salet
283.

Sachregister.

45:^

Rabidium 5.

de la Bue, Photographie der Son-

nenfinsterniss vom 18. Juli 1800

II 87.
Ruhmkorff, elektrische Lampe 128.
Rnhmkorff sehe Maschine 1^0.
Rutherftird, Beugungsgitter 20l).
Butherfurd, Fixsterntypen II 284.
Rutherfurd, zusammengesetztes Pris-
ma 228.
Salet, Wasserstoffspectra 320.
Salet'sche Röhren 283.
Saturn, Spectrum des II 273.
Sauerstoff auf der Sonne, Christic

über n 14, H. Draper II 12.
Sanerstofflinien im Sonnenspectrum,

Chr. Draper über dunkle II 15.
Sauerstoffspectrum 311, 322.
Savart, Entstehung der Töne 57.
Scala, auf Glas photographirte 102.
Schellen, Spectrum des Nordlichts

II 438.
Srhiaparelli, Znsammenhang zwischen

Kometen nnd Sternschnuppen II

409.
Schicht, umkehrende, der Sonnen-

atmosphäre II 0, 18.
Schröder, automatisches Spcctroskoj)

241.
Schuster, Sonnenfinsterniss vom 29.

Juli 1878 11 147.
Schuster, Spectnim des Blitzes II 144.
Schuster, Spectrum des Stickstoffs i

323. i

Schwefel spectrum 3H.
Schwefelkohlenstoffprisma lUl.
Secchi, atmosphärische Linien im

Sonnenspectrum IT 29.
Secchi, Fixsterntypen II 281.
Secchi, helioskopisches Ocular II 13.
Secchi, Kometenspectrum II 370,

371, 372, 374.
Secchi, Natur d«T Sonnenflecke II 02.
Secchi, photographisches Ocular II 89.
Secchi, Sonnenflecke II 53.
Secchi, Spectra der Novembermeteore

n 419.

Secchi, umkehrende Schicht der

Sonnenatmosphäre II 18.
Secchi, veränderliche Sterne II 307.
Secchi, Veränderungen der Protn-

beranzen U 193.

Secchi, Zeichnungen der Chromo-

sphäre II 180.
Sirene 55.

Sonne, Drehstiirme auf der II 213.
Sonne, Erui)tionen der II 207.
Sonne, Granulation der II 45.
Sonne, Repulsivkraft der II 385.
Sonne, Rotation der, durch das Spec-

troskop nachweisbar 11 221, 228.
Sonne, teleskopischer Anblick der

II 41.
Sonne, Theorie der, von Kirchhoff

II 10.
Sonnenatmosphäre. Absorption in der

II 229.
Sonnenatmosphäre, Eisendämpfe in

der II 8.
Sonnenatmosphäre, Elemente in der

umkehrenden Schicht der II 9.
Sonnenfackeln II 44, 51, 54, 02.
Sonnenflusterniss II 70.
Sonnenfinsterni^s , photographische

Aufnahme der II 81, 82, 88,

89, 92.
Sonnenfinstcrniss, totale, vom 10. April

1874 II 18.
Sonnenfinsterniss vom 18. Juli 18t)<)

n 111.
Sonnentinsterniss vom 18. Aug. 1808

n 90.
Sonnenflusterniss vom 7. Aug. 1809

II 100, 115.
Sonnenfinsterniss vom 12. Deu. 1871

II 127.
Sonnenfinsterniss vom 29. Juli 1878

II 143, 147.
Sonnenflecke U 44, 47, 53, 59, Ol, 02.
Sonnenflecke, Bewegung der II 59.
Sonnenflecke, Bihlung der II 75.
Sonnenflecke, Erbrcitemng der D-

Linie im Spectrum der 11 07.
Sonnenflecke, Natur der II 50, Ol, 02.
Sonnenflecke, spectroskopische Unter-
suchung der II 03, 05, 08, 09, 7ü.
Sonnen flecke. Theorie der. von Wil-
son II 57.
Sonnenflecke. Umkehr der />-Linie

im Spectrum der II 08.
Sonnenflecken, Wasserstoff in den

TI 72.
Sonnenkem II 09.
Sonnenkem, centrales Licht 11 17.

454

Die Spectralanalyse.

SonnenHpectnim 90.

8onneiiflpectnini , helle Linien im,
nach H. C. Vogel 429.

Sonnenspectnim , pbotographiHcbes,
Ton Mascart 42(5, J. Müller 424.
Rutherfurd 424, H. 0. Vogel 427.

Sonnenspectrnm von Fraunhofer 117.

SonnenHpectmm von H. C. Vogel
dargentellt 303.

Sonnengtärroe II 192.

Sorby, Mikrospectroskop M9.

Soret, flnorescirended Ocnlar 418.

Spalt, mikrometrisch mesgbare Ver-
Hchiebung, nach Hilger 156.

Spaltöfftinng, Regnlining der 114.

Spaltschneidcn 115.

Spectra erster Ordnung 188.

Spectra, mehrfache 31 Ü.

Spectra, mehrfache, AngstrÖm über
318, Lockver 328, Plücker 318,
Thalen 319, WüUner 319, 326.

Spectra, photographinche, der Fix-
sterne II 296, 299, 305.

Spectra, typisoh-pbotographische, von
Hnggins 11 352.

S])ectralanaly8e, Empfindlichkeit und
Wesen der 4.

Spectralapparat , rotirender , von
Lohse 11 201.

Spectralfarben 92.

Spectrallinien, Lichtstärke der 264.

Spectrallinien, Verschiebung der,
nach Young 11 228.

Spectrallinien, Verzeichnis« der, von
Watts 310.

Spectrallinien, Wellenlängen der me-
tallischen, nach Thalen 304.

Spectral -Photographie, Lockver über
431.

Spectralphotometer 387, 391, 394.

Spectralphotometrie 386.

Spectralstrahlen, chemische Wirkun-
gen der, nach J. Herschel 404.

Spectraltafeln von Bnti8en294, Kirch-
hoff 297, Lecocq de Boisbaudran
308.

Spectrograph von H. W. Vogel 435,
441.

Spectrometer 212.

Spectroskop, Anwendung beim Bes-
semerprocess 443.

Spectroskop , automatisches , von

Browning 231, llilger248, Schrö-
der 241.

Spectroskop ä vision directe 140,
einfaches 136, vollständiges und
einfaches 163.

Spectroskop der Kew-Stcmwarte 225.

Spectroskop, einfaches und zusam-
mengesetztes von Merz II 159,
gewöhnliches von Desaga 165,
photographisches von Huggins II
297.

Spectroskop für Absorptionsunter-
suchungen von Desaga 344.

Spectroskop mit Lichtlinie von Hil-
ger 161.

Spectroskop, Spaltvorrichtnng am,
nach Merz II 186.

Spectroskop von Janssen-Hoffmann
145, Kirchhoff-Steinheü 223, Mus-
son 137, Young 232.

Spectroskop zur Protuberanzbeob-
achtung von Bredichin II 162,
Browning II 155, 163, Merz U
159, Secchi II 100, Young II
189.

Spectrum 3.

Spectrum, continnirliches 100, dis-
contiunirliches 130, tithonogrm-
phisches 401, 405, ultraroUies
396, 399, ultraviolettes 404, 406.

Spectrum, photographische Darstel-
lung 424.

Spiralnebel U 339.

Spörer, Natur der Sonnenflecke II 61.

Steinmeteorite II 396.

Stern im Schwan, Spectrum des neuen,
von Vogel II 315.

Sterne, Bewegung der, im Welten-
raume, spectroskopisch erkennbar
II 321, 328.

Sterne, neue II 310, temporäre II
310, veränderliche 11 3U5.

Sternhaufen II 336.

Sternschnuppen II 394.

Sternschnuppen, Spectrum der II
416.

Sternschnuppen und Kometen, Zu-
sammenhang der II 409.

Sternschnuppenfall am 28. Nov. 1872
II 412.

Sternspectra, Photographie der, von
H. Draper II 305.

Sachregister.

455

Sternspectroskop von Browning 11

243, Fraunhofer II 239, Huggins

II 244, 250, Merz II 254, Rein-

f eider & Hertel II 255, Schröder

II 252, Secchi II 246, 249, Vogel

II 257, Zöllner II 259.
Stickstoffspectnim 811, 32^^
Stoffe, fluorcscirende Gl.
StokeH, Untersuchungen über Pluo-

rescens 410.
Strahlen, chemiHchc 408.
Strahlen, F. W. Herschel's Ent-
deckung der ultrarotheu 397.
Tacchini, Protubcranzbeobachtungen

II 20t).
Ta«chenspectroskop von Hilger 148,

Ladd 208.
Teleskop, photographisches, von

Browning II 82, 88.
Telespectroskop von Lockyer II

150, 155, Youug II 134, 157.
Thalen, mehrfache Spectra 319.
Thalen, Metallspectra 30t).
Thalen, Wellenlängen der hellen

MetalUinicn 190.
Thalen, Wellenlängen der metallischen

Spectrallinien 304.
Thallium 5.

Thierkreislicht, das II 423.
Ton, Höhe des 53.
Töne, Entstehung der, nachSavart 57.
üniversallaterne von Browning 102.
Universalspectroskop, kleines, von

V. Konküly II 202.
Uranusspectrum 11 275.
Venusspectrum II 270.
Vergleichsprisma 107.
Vierordt, Spectralphotonietcr 387.
Vogel, H. C, Fixsterntypen II 294.
Vogel, Kometenspectruni II 379.
Vogel, Spectralphotometer 394.
Vogel, spectroskopische Beobachtung

der Nebelflecke II 350.
Vogel, Spectrum des Blitzes I144i5.
Vogel, Spectrum des Kometen Wells

II 380.
Vogel, Spectrum des neuen Sterns

im Schwan II 315.
Vogel, Spectrum des Nordlichts II

435.
Vogel, S])cctrum des Zodiakallichts

II 42.V

Vogel, Umgebung der /^-Linien II

109.
Vogel, Absorption der Strahlen

verschiedener Brechbarkeit in der

Sonnenatmosphäre II 229.
Vogel, Darstellung des Sonnenspec-

trums 303.
Vogel, helle Linien im Sonnenspec-

trum 429.
Vogel, H. W., Spectrograj>h 435,

441.
Wärmestrahlen, Untersuchungen über

die, von Melioni 398.
Was.serdampflinien im Sonnenspec-

trum II 27, 28.
Wasserspectrum 118.
Wasserstoff in Meteoriten II 396.
Wasserstoftspectra 311, 319, 322,

326.
Watts, Verzeichniss der Spectral-
linien 310.
Wein, spectroskopische Untersuchung

358.
Welle, Länge einer 87.
Weltäther 52.
Wilson, Theorie der Sonnenflecke

II 57.
Winder, Spectrum des Nordlichts

II 425.
Wright, Spectrum des Zodiakallichts

II 425.
Wright, Gase der Meteoriten II 390.
Wüllner, mehrfache Spectra 319.
Wüllner, Wasserstoftspectra 320.
Young, Coronalinie II 141.
Young, Hß-Lime II 177.
Young, Kometenspectrum II 370.
Young, Methode die Gestalt der

Protuberanzen bei Sonnenschein

zu beobachten II 190.
Young, Spectrum der Protuberanzen

II 138, 139.
Young, Telespectroskop 11 134.
Young, Umkehr der /^-Linie im

Spectrum der Sonnenflecke II (jS.
Young, Umkehr der dunklen und

hellen Fraunhofer'schen Linien

II 17.
Young, Verschiebung der Spectral-
linien II 228.
Young, Verzeichniss der im Spec-
trum der Chromosphäre stets

456

Die .Sp^^tralaiiÄlvw.

sicMbaren Linien n 172. der
häü&g hell sichtbaren Linien II
174.

Zodinkallicht, du n 42:^.

Zodinkmllicht, Spectmm von An^-
ström II 424, Liais U 424, Vo|rel
U 425, Wright U 4*25.

Zöllner, ErklMrung der veränder-
lichen Sterne 11 306.

Zöllner, Kometentheorie von II 38<J.

Zöllner. Methode die Gestalt der

Protnbennien bei Sonnenschein

n beobachten n ISo.
Zöllner. Natnr der Sonnenflecke

U Öl.
Zöllner, Ocolarspectroskop 11 255.
Zöllner. ReTersionsspectroskup von

n 222.
Zöllner. Spectmm des Nordlichts

n 432.

456

Di^ Spettralanilyse.

nchtbaren Linien II 172, der

hinfig hell sieht baivn Linien 11

174.
ZodinkAllicht das n 42:^.
Zodiikdlicht. Spectmm tou Xnz-

strom U 4*24. LiaL« n 424. Voeel

U 425, Wripht U 425.
Zöllner, Erklirnng der reränder-

lichen Sterne U 906.
Zöllner, Kometentheoric rou II '^^).

Zöllner. Methode die Gestnlt der

Protnberanzen bei Sonnenschein

zn beobachten II ISo.
Zölloer. Xatnr der S*)nnenflecke

n öl.
Zöllner. Ocolarspectroskop II 255.
Zöllner. RerersionAspectroskop toi

n 222.
Zöllner. Spectmm des Nordlichts

II 432.

-;■ w',

•l
ii

456 Di»» Spectralanalyse.

sichtbaren Linien II 172, der ' Zöllner. Methode die Gestalt der
häufig hell sichtbaren Linien II j Protaberanzen bei Sonnenschein
174. zu beobachten II 185.

Zodiakallicht, das II 42:^. Zöllner, Natur der Sunnenflecke

Zodiakallicht, Si>ectrum von Auj^- , II t)l.
ström II 424, Liais II 424, Vogel Zöllner, Ocularspectroskop II 255.
II 425, Wright II 42r>. Zöllner, Reversionsspoctroskop von

Zöllner, Erklärung der veränder- II 222.

liehen Sterne U 306. ' Zöllner, Spectrum des Nordlichts

Zöllner, Kometentheori».* von II m). II 482.

---v-

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